We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Gezegenler Arası Parıldama Dizisi, ilk pulsarın o zaman yüksek lisans öğrencisi Jocelyn Bell Burnell tarafından harita kaydedici verilerinin dikkatli ve özenli bir şekilde gözden geçirilmesi yoluyla keşfedildiği radyoastronomi gözlemevidir (yani büyük anten).
Soru: Gezegenler arası parıldama tam olarak nedir; Gezegenler Arası Parıldama Dizisi neyi arıyordu? Herhangi birini başarıyla gözlemledi mi?
Kozmik ışınlar ve fotonlar gibi iyonlaştırıcı radyasyonu gözlemlemek için, enerjiyi daha düşük enerjili fotonlara (genellikle görünür ışık) dönüştürmek için bir sintilatör kullanılır, ancak radyo astronomisindeki sintilasyon teriminin herhangi bir şekilde bu süreçle ilgili olup olmadığını bilmiyorum. .
Güncelleme: Az önce Aviation SE'de sordum: “Parıldama” nedir ve “nitelikli pilotlar” bunun farkında mı? hızlı bir şekilde cevaplandı ve şuna dikkat çekti: bu bağlam parıldama "parıltı" olarak da adlandırılabilir. Bir radyo kaynağı da parıldayabilirse, bu bir atmosferik etki midir? Eğer öyleyse, onu üreten nötrler veya iyonlardır. Değilse, iyonize yıldızlararası ortamdaki türbülans mı?
Sorularınızı tam olarak cevaplamak için, gezegenler arası ışıldamadan önce parıldamayı tanıtmama izin verin.
atmosferik sintilasyon
Astronomik bir kaynağın görüntülenmesi, adı altında geçen bir dizi efektten etkilenir. astronomik görmebaşlıcaları görüntünün bulaşması, hareketi ve parıldamasıdır. Tüm bu etkilere, atmosferin kırılma indisindeki rastgele homojensizlikler nedeniyle ışık dalgası cephesinin deformasyonu neden olur.
Görmenin ardındaki temel fikri görselleştirelim. Diyelim ki, ideal olarak bir nokta kaynak olacak ve ışığı Dünya'ya düzlem dalgalar halinde ulaşacak şekilde sonsuz mesafeye yerleştirilmiş bir ışık kaynağınız olsun. Atmosfere girerken bu dalgalar kırılma indeksinde değişikliklerle karşılaşır ve geometrik optik yaklaşımda dalga cepheleri Snell yasasına göre deforme olur. Aşağıdaki resimde iki basitleştirilmiş durumunuz var: solda, kırılma indisindeki dikey bir eğimin dalga cephesinde basit bir eğim oluşturduğu gösterilmektedir; sağda, yatay bir eğimin dalga cephesinde bir deformasyon ürettiği gösterilmiştir. Buraya $ extrm{WF}_1$ gelen bozulmamış dalga cephesidir, $ extrm{WF}_2$ atmosfere girdikten sonra aynı dalga cephesidir ve $n_i$ kırılma indeksleridir.
$hatla2in$
Şimdi gerçek duruma yaklaşalım. Kırılma indisindeki değişikliklerin yoğunluktaki değişikliklerle ilişkili olduğu bilinmektedir (örneğin Gladstone-Dale ilişkisi yoluyla). Atmosferimiz genel olarak aşağı yukarı sabit bir sıcaklık, yoğunluk ve basınç dağılımına sahip olduğundan, kırılma indisinin en çarpıcı değişimleri yalnızca türbülanslı katmanlarda bulunur. Burada her türbülanslı girdap farklı yoğunluğa, sıcaklığa vb. sahip olabilir ve bu da kırılma indisinde yerel değişikliklere neden olur. Bu katmanlar, atmosferin ilk km'sinde (gezegensel sınır tabakası) ve $sim$10 km (tropopoza yakın). Aşağıdaki resimde, türbülanslı bir katmanı ve tüm girdaplarını farklı şekillerde geçtikten sonra bir düzlem dalga cephesinin nasıl deforme olduğu gösterilmektedir. $n_i$. Uzunluk $r_0$ türbülanslı girdapların karakteristik uzunluğu olarak yorumlanabilen Fried parametresidir.
$hatla2in$
O halde atmosferik sintilasyon nedir? Pekala, önceki resimde gördüğünüz gibi, dalga cephesinin eğriliği, ışık ışınlarının (yani dalga cephesine dik olan çizgiler) bir yakınsamasına (veya bir uzaklaşmasına) yol açar. Bu, sensörünüzle fotonları toplayarak bir görüntü çektiğinizde (yani dalga cephesinin bir kısmını topladığınızda), ışık ışınlarının yakınsamasına veya uzaklaşmasına bağlı olarak görüntü parlaklığının artabileceği veya azalabileceği anlamına gelir. Ayrıca, bu parlaklık değişimi zamana bağlıdır, çünkü girdaplar zamanla gelişir ve türbülanslı katman yatay bir sürüklenme hızına sahiptir. Bu sintilasyon.
Parıldamayı görmek için (i) kaynağın küçük açısal boyutuna sahip olması, (ii) türbülanslı katmanın teleskoptan uzak olması, (iii) toplanan dalga cephesinin bölümünün karakteristik uzunluğunun (örneğin teleskopun çapı) aşağıdakilerle karşılaştırılabilir olması gerekir. $r_0$, (iv) maruz kalma süresinin deformasyonun ömründen daha kısa olması. (i) ve (ii) tatmin edici değilse, parıldama yerine kaynağın hareketini görebilirsiniz, (iii) ve (iv) tatmin edici değilse, benekler veya lekeli bir görüntü göreceksiniz.
Radyo alanında sintilasyon
Radyo alanında, sintilasyon atmosferik sintilasyonla sınırlı değildir.
Milimetre ve santimetre arasındaki dalga boyları için, esas olarak yere yakın su buharı dikey gradyanı nedeniyle hala atmosferik etkilere sahibiz. Gerçekten de, bu dalga boyları için havanın kırılma indisi birden birkaç yüz ppm'den daha az bir sapma gösterir. Türbülanslı katmanlar zemine daha yakın olduğundan ve genellikle radyoteleskop açıklıkları türbülansın karakteristik uzunluğundan daha büyük olduğundan, görmeye sintilasyon hakim değildir.
Santimetreyi aşan dalga boyları için, dalgaların frekansı iyonosferdeki plazma frekansına yaklaşır, dolayısıyla iyonosferdeki elektron bulutlarından geçişin neden olduğu dalga cephesi deformasyonu anlamlı hale gelir. Yerden çok uzak olduklarından, bu parıldama ile sonuçlanacaktır.
İyonosferik sintilasyonun zaman ölçeği dakikalar ile onlarca dakika arasındadır, ancak Hewish (1955) birkaç saniyelik bir zaman ölçeğine sahip başka bir sintilasyonun olduğunu ve Güneş'e yakın kaynaklar için yoğunluğunun daha büyük olduğunu fark etmeye başlamıştır. Bu ipucunun ardından Hewish ve ark. (1964), aslında bu daha hızlı parıldamanın, güneş rüzgarı tarafından sağlanan gezegenler arası ortamdaki plazma bulutları tarafından üretildiğini göstermiştir.
Daha da ileri giderek, Sieber (1982), yıldızlararası ortamdaki plazma bulutları nedeniyle günler ve aylar arasında zaman dilimlerinde bir parıldama olduğunu da göstermiştir.
Sonuçlar
Gezegenler arası parıldama tam olarak nedir?
Sintilasyon, bir ışık sinyalinin yoğunluğunda zamana bağlı bir değişikliktir ve kırılma indisinin rastgele değişimleri nedeniyle dalga cephesindeki deformasyonlardan kaynaklanır. Gezegenler arası parıldama durumunda, kırılma indisi varyasyonlarına, gezegenler arası ortamda seyahat eden ve güneş rüzgarı tarafından iletilen plazma bulutları neden olur.
Gezegenler Arası Parıldama Dizisi neyi arıyordu?
Tam olarak gezegenler arası parıldama. Ondan hem gezegenler arası plazmanın hem de parıldayan radyo kaynaklarının özelliklerini inceleyebilirsiniz.
Herhangi birini başarıyla gözlemledi mi?
sanırım evet!
Büyük bir radyo teleskopu yıldızlararası uzay uçuşundan kurtulabilir mi?
Geçenlerde, bir hafta önce sorulmuş, Atarcalar yıldızlararası seyahate yardımcı olmak için gerçekten "deniz fenerleri" gibi davranabilir mi? Yazar, pulsarların yıldızlararası FTL seyahati için yararlı olup olmayacağını anlamaya çalışıyordu, çünkü bir geminin konumunu bulmak için kullanılabilirler, cevap elbette evetti. Yine de bazı çekincelerim vardı. Benim asıl meselem, mühendislik açısından bakıldığında pek mümkün görünmemesiydi. İşte benim düşünce sürecim:
- Konumunuzu yüksek bir doğruluk derecesinde başarılı bir şekilde üçgenlemekten emin olmak için, herhangi bir yerden gözlemlemek için muhtemelen yarım düzine veya daha fazla adayınız olması gerekir.
- Bir pulsarı gözlemlemek kolay değildir. Sorun şu ki, hiperuzaydan rastgele bir sıçrama yaparsanız, genel bir konumu hızlı bir şekilde belirleyemediğiniz sürece herhangi bir pulsarın nerede görüneceğini bilemezsiniz. Bu, çok fazla tahminde bulunmanız ve esasen pulsarları yeniden keşfetmeniz gerektiği anlamına gelir.
- Bu da büyük bir radyo teleskobuna ihtiyacınız olacağı anlamına gelir ve bunu tipik bir uzay aracına takmak gerçekten kolay değildir. Optimal olarak, çanak 100 metreden uzundur.
Diyelim ki diğer çeşitli teknik engelleri aştık ve 100 metrelik bir parabolik radyo teleskopu (başka tasarımlara açık olsam da, aksi takdirde çok ikna edici bir argüman yapabilirseniz) bir yıldızlararası uzay aracına bağlamamız gerekiyor. navigasyon için pulsarları bulma ve izleme. Teleskopun herhangi bir uzun süre ışık hızının altında yolculukta hayatta kalıp kalamayacağı konusunda endişeliyim. Bununla, belki iki hafta boyunca belki bir hıza kadar hızlanmayı kastediyorum.
X-ışını pulsarları
Görünüşe göre x-ışını pulsarlarını görmek daha kolay
Veya çok daha parlak bir sinyal olan X-ışınları yayan pulsarları arayabilirsiniz. Austin'deki Texas Üniversitesi'nden fizikçi Richard Matzner, X-ışını antenlerinin de daha küçük ve daha hafif olduğunu söylüyor. Onların dezavantajı, Dünya'yı çevreleyen elektronlara aşırı duyarlılıktır.
Ancak X-ışını tabanlı bir konumlandırma sistemi, bir nesneyi 10 metreye kadar belirleyebilir, bu da radyo pulsar sisteminin 100 metrelik doğruluğunda bir gelişmedir.
Hareketin fiziksel stresi sorun olmayacak.
Dünyadaki her teleskop, süresiz olarak 9.8 m/s 2 ivmeyi sürdürmek için yapılmıştır.
2 hafta (1209600s) boyunca 0,01 c'ye (299,792,4,58 m/s) kadar hızlanma, 2,48 m/sn2'lik sabit bir hızlanma ile gerçekleştirilebilir.
Bu, dünyadaki teleskopları tasarladığımızdan çok daha düşük olduğu için, bu hızlanma seviyesine dayanacak bir teleskop tasarlamak kolay olmalıdır..01c$, üç ay sabit hızda kalıyor, ardından iki hafta yavaşlıyor. Tahrik muhtemelen kimyasal roketlerden olacaktır.
- Teleskop, mikrometeoroid etkileri de dahil olmak üzere zorlu uzay koşullarında hayatta kalacak mı?
- Geminin hareketinden ona zarar verebilecek herhangi bir fiziksel stres olacak mı?
- Teleskobun kendisi için başka potansiyel tehlikeler var mı ve bunların üstesinden gelinebilir mi?
Şimdiye kadar, hiç kimse orijinal senaryoyu istediğim kadar ayrıntılı olarak ele almadı. Bunu yapan cevapları çok isterim, bu yüzden soruyu sordum. Bununla birlikte, farklı türde bir teleskop kullanmak veya pulsarları farklı bir şekilde kullanmak gibi farklı ancak ilgili seçenekler öneren cevaplara tamamen karşı olmazdım. Ama bir yapmak zorunda kalacaksın Gerçekten mi Bunu yapmak için iyi bir durum ve yine de bu seçeneğin uzay uçuşundan sağ çıkacağını haklı çıkarmanız gerekecek.
Bunu sormaktaki motivasyonum, birkaç hikayede bu amaçla pulsarları kullanmayı düşünmem, ancak her zaman bu tür bir sorunu nasıl çözeceğime kafayı takmış olmam.
Manuel F. Varela ve Ann F. Varela ile Bir Röportaj: Jocelyn Bell Burnell kimdi ve Pulsars ile ne ilgisi vardı?
1) Bu röportajda astronomiyi ve başka bir ünlü kadın bilim adamı Jocelyn Bell Burnell'i inceliyoruz. Bell nerede doğdu ve gençliğinde nerede okula gitti?
Bell'in tam adı Susan Jocelyn Bell'di. Doğum tarihi 15 Temmuz 1943, Kuzey İrlanda'nın Belfast kasabasındaydı. Ailesi, kızlarının bilime olan erken ilgisini kitaplarla ve mimar babasının tasarımına yardım ettiği yakındaki Armagh Gözlemevi'ne gezilerle destekleyen iyi eğitimli Quaker'lardı. Gözlemevi personeli, ziyaretleri sırasında astronomiye olan ilgisini de teşvik edecekti.
Bell, 14-19 yaş arası öğrenciler için karma seçici bir dilbilgisi okulu olan Lurgan Koleji'nin Hazırlık Bölümü'ne katıldı. Bell'in ebeveynleri ve diğer ebeveynler okulun politikasını protesto edene kadar kız öğrencilerin bu kurumdaki fen derslerine kayıt olmalarına izin verilmedi. Bu noktaya kadar, kızın müfredatı yemek pişirme ve oyalamayı içeriyordu, ancak bilimle ilgili herhangi bir ders içermiyordu. Bununla birlikte, öğrenmeye olan hevesine rağmen, Bell ilkokulda mücadele etti ve yüksek öğrenime hazırlığını ölçmek için yapılan bir sınavda başarısız oldu.
Cesareti kırılmadan, ebeveynleri onu İngiltere'ye bir Quaker yatılı okulunda, The Mount School'da okumak için gönderdi ve burada fen derslerinde hemen tanınırlık kazandı. Yüksek öğrenim için yeteneğini ve yeteneğini geliştiren Bell, 1965 yılında Glasgow Üniversitesi'ne girdi ve burada B. Sc. onur ile fizik derecesi. Daha sonra doktora derecesi aldı. 1969'da Cambridge Üniversitesi'nden radyo astronomisinde.
2) Cambridge'deki amiri - Antony Hewish ve radyo galaksileri - ilgisini çekmişe benziyordu. Hewish ne yapıyordu ve Bell resme nasıl uyuyordu?
1965'te Bell, Cambridge'de yüksek lisans danışmanı Anthony Hewish'in yanında çalışarak astronomi alanında yüksek lisans çalışmalarına başladı. O zamanlar Hewish, uzaydaki kuasarları tespit etmek için bir radyo teleskopu tasarlayan ve inşa eden bir radyo astronomuydu. Kuasarlar, süper kütleli kara deliklere sahip inanılmaz derecede parlak gökada merkezleridir. Şekil 1'e bakın.
Bu galaktik merkezler, elektromanyetik bir perspektiften oldukça aktiftir. Bu tür oldukça aktif galaktik kuasar merkezleri, dairesel bir sıcak gaz toplanma diskine sahip yıldız benzeri nesnelerdir. Dönen diskteki gaz, kara deliğin süper kütleli motoruna çekilirken, merkez, geniş spektrumlu elektromanyetik radyasyonla karakterize edilen kompakt bir radyo dalgası emisyonu kaynağı haline gelir. Bir kara deliğin derinliklerine dalan madde, yoğun yerçekimi tarafından ısıtılır ve büyük radyasyon ışını patlamaları üretir. Dönen sıcak disklerin kenarları, halka şeklinde bir yıldız tozu halkası oluşturur. Yüklü parçacıklardan oluşan sözde radyo jetleri, kara delik motorunun manyetik kutbundan dışarı fırlar ve binlerce ışıkyılı uzaklıkta olan uzun tüyler oluşturur.
Şekil 1. Başak takımyıldızında bulunan bir üstdev eliptik gökada olan Messier 87'deki bir kara deliğin ilk doğrudan görsel görüntüsü.
Bell'in Cambridge'de Hewish altında yüksek lisans eğitimine başladığı sırada, yeni radyo teleskoplarının amacı kuasarların parıldayan davranışlarını tespit etmekti. Bir kuasarın ışığı iyonize güneş rüzgarından geçerken, parıldama özelliği kendini gösterir ve yeni radyo anten teleskopları tarafından fark edilebilir. Bell, Cambridge yüksek lisans öğrencisi olarak ilk iki yılını, telleri çekiçleyerek ve bağlayarak dev enstrümanı yaparak geçirdi. Yeni radyo teleskop cihazı, dört dönümlük bir araziden, yaklaşık 1000 ahşap kirişe asılmış 120 mil uzunluğundaki kablo tellerinden ve 200 el yapımı transformatörden oluşuyordu. Bkz. Şekil 2. Kuasar tespit makinesi tamamlandığında, yeni aleti çalıştıran tek kişi Bell'di. Kağıt topları üzerindeki mürekkep izlerinden oluşan verileri topladı ve muazzam bir girişim olan makinenin çıktısını analiz etti. Veri miktarı çok büyüktü ve Bell, doğal olarak oluşan nesnelerin dış uzaydan gelen parıldama aktivitelerinden kaynaklanan herhangi bir kafa karıştırıcı yapay müdahaleyi çözmek zorunda kaldı.
Şekil 2. Haziran 2014'te Cambridgeshire'daki Mullard Radyo Astronomi Gözlemevi'ndeki Gezegenler Arası Parıldama Dizisinin Kalıntıları.
Temmuz 1967'de yeni radyo teleskopunu açtıktan kısa bir süre sonra Bell, uzaydan gelen basılı veri toplarında garip bir sinyal fark etti. Yeni izleri "scruff" olarak adlandırdı. Bu kirli veriler, ne insan yapımı parazitlerle ne de parıldayan atarcalarla uyumlu görünmüyordu. Bunun yerine, Bell, dış uzayın gece gökyüzündeki tam konumundan, her 1.3 saniyede bir, pisliğin periyodik olarak ortaya çıktığını gözlemledi. Bu, gece göğünün aynı bölgesinden gelen düzenli bir sinyaldi. Bu tür düzenli olarak tekrarlanan scruff sinyalleri, uzaydan daha önce bilinen herhangi bir doğal fenomene ait görünmüyordu. Bell'in pulsar verileri için Şekil 3'e bakın.
Bell ve Hewish, radyo astronomları, radyo veya TV yayın sinyalleri, Dünya yörüngesindeki uydular, aydan sıçrayan ve cihazlarına giren radar sinyalleri ve hatta yakındaki binalardan yansıyan anormal sinyaller gibi çeşitli yapay, üretilmiş kaynakları sistematik olarak elemeye başladı. oluklu metal çatılar.
Şekil 3. Jocelyn Burnell, Ağustos 1967'de çizelgeyi inceledi ve daha sonra PST B1919+21 olarak adlandırılan ilk tanımlanan pulsarın izini gösterdi.
Uzay sinyalleri, o sırada bilinen herhangi bir yıldızdan kaynaklanamayacak kadar hızlı, her 1,3 saniyede bir düzenli olarak tekrarlanan yoğun darbeler olarak ortaya çıktı. Bell ve Hewish yeni kaynaklarını LGM-1 (Küçük Yeşil Adamlar için) olarak adlandırdı. Ayrıca, sürücüleri yaya geçitleri konusunda uyarmak için yanıp sönen turuncu ışıklardan sonra "Belisha Beacon" sinyaline takma adını verdi. Uzay sinyalinin görünüşte yapay olmasına rağmen, muhtemelen değil uzaydaki uzaylılardan, yine de dışladılar. LGM-1, güneş benzeri başka bir yıldızın etrafında dönen varlıkların gezegeninden gelen gerçek bir sinyal olsaydı, çağrı yörüngesindeki bir dünya gibi hareket etmelidir. Yörüngedeki ötegezegen, "iletimleri" sırasında Doppler kaymaları sergilemelidir. Ancak LGM-1 darbesi böyle bir Doppler etkisi göstermedi, bu da sinyalin değil Güneşlerinin etrafında dönen bir ötegezegendeki uzaylı varlıklardan geldiler.
Bunun yerine Bell ve Hewish, yeni sinyallerinin bir yıldızdan geldiğini öğrendi. Bu yıldız kaynağı güneş sistemimizden uzakta ama Samanyolu galaksisinin içinde gibi görünüyordu.
Darbeli iletimin yalnızca 1,3 saniyelik kısalığı, yıldızın beyaz bir cüce yıldız gibi nispeten küçük olması gerektiğini düşündürdü. Bu tarihi pulsar keşfinden kısa bir süre sonra Bell, üç tane daha pulsar keşfetti. Bell ve Hewish, ortak yazarlar John Pilkington, Paul Scott ve R.A. Collins, yeni bulgularını prestijli dergide yayınladı Doğa Şubat 1968'de. Bell, şimdilerde ünlü olan gazetenin ikinci yazarıydı. Doğa makale, radyo pulsarlarının varlığına dair yayınlanan ilk kanıttı. Genç bir yüksek lisans öğrencisi olan Bell, efsanevi radyo pulsarlarının tarihi keşfinde önemli bir rol oynamıştı. Bu ilk pulsar, "Bell'in Yıldızı”, ilk olarak 19 h 19 m göksel koordinatlara sahip Cambridge Pulsar için CP 1919 olarak biliniyordu. Daha sonra Bell'in pulsarı PSR B1919+21 adıyla güncellendi. Artık nesnenin Dünya'dan 978,5 ışıkyılı uzaklıkta olduğunu biliyoruz.
3) Şimdi, sıradan bir kişi için - pulsar tam olarak nedir?
Bir pulsar, nötron yıldızı adı verilen ölü bir yıldızın hızla dönen kalıntısı olarak tanımlanabilir. Yıldız kendi ekseni etrafında kesin olarak belirlenmiş aralıklarla dönerken, gökbilimciler kısa radyasyon darbeleri gözlemlerler. Bu nedenle, Bell ve Hewish tarafından ortaya atılan bir terim olan atımlı radyo yıldızları veya pulsarlardı. Nötron yıldızları güçlü manyetik alanlara ve hızlı dönme hızlarına sahiptir. Genel olarak, bir nötron yıldızı, neredeyse tamamen nötronlardan oluşan kompakt ve oldukça yoğun bir yıldızdır. Bu nötronlar, kütlesi güneş sistemimizin güneşine benzeyebilecek olan yıldızın çapı içinde sıkıca paketlenir. Bununla birlikte, tipik bir nötron yıldızının çapı yalnızca yaklaşık altı mil (10 kilometre), güneşimiz ise yaklaşık 864.900 mil (1.4 milyon kilometre).Bir nötron yıldızı, dönüş başına 1,4 milisaniye ila yaklaşık 30 saniye arasında hızla dönerken, güneşimiz her 25 günde bir döner.
Oldukça yoğun bir yıldızın çekirdeği kendi üzerine çöktüğünde ve süpernova oranlarında bir patlamaya maruz kaldığında bir nötron yıldızının oluştuğunu biliyoruz. Tip II süpernova patlamasının ardından geriye dönen nötron yıldızı kalıyor. Bu tür yıldızlar süpernovaya dönüştüğünde, patlayan yıldızın dış kabuğundaki malzeme geri gönderilir ve arkasında dönen bir radyasyon-darbeli yıldıza sıkıca sıkıştırılmış nötronlarını bırakır.
Pulsarlar, yüklü parçacıklar nötron yıldızının manyetik alan çizgileri boyunca spiral çizerek radyasyon ışını üretirken çalışır. Pulsarlar döndükçe, dönen ışık şaftı ile bir tür deniz feneri gibi bir radyasyon ışını yayarlar. Dünyadaki gözlemciler bir nötron yıldızından gelen radyasyon ışınını algıladığında, enerjiyi bir darbe olarak görürüz ve pulsar "kapalı" olduğunda, radyasyon ışını Dünya gözlemcilerine bakmaz. Radyasyon ışınlarının enerji seviyesi, elektromanyetik spektrumun radyo, X-ışını, ultraviyole ve gama-ışını yoğunlukları arasında değişebilir.
Pulsarların görünür ışık yaydıkları bilinmektedir. Patlayan süpernovanın gazları soğuduktan sonra, görünür ışık soluyor gibi görünüyor, ancak kızılötesi radyasyonla parlayacak ve mükemmel zamanlanmış radyo dalgalarıyla nabız atacak. Bu nedenle, pulsarların, sözde kozmik metronom olarak adlandırılan mevcut evrenimizde zamanın son derece hassas koruyucuları oldukları düşünülmektedir.
Bell ve meslektaşları, ilk gözlemlenen pulsar keşiflerini yayınladıklarında, muazzam miktarda ilgi topladı. Kısa süre sonra, astronomi bilimlerinde yeni bir çalışma alanı başlatan ek pulsarlar keşfedildi.
Dünyada ilk pulsar sinyalini bulan ilk kişi olma rolünden dolayı Bell, yıldız evrimi bilimi tarihindeki en ünlü lisansüstü öğrencilerden biri olacaktı. Şekil 4'e bakın.
Şekil 4. Susan Jocelyn Bell (Burnell), 15 Haziran 1967.
4) Radyo galaksileri - bunlar tam olarak nedir?
Radyo galaksiler, aktif galaksiler olarak da adlandırılan aktif galaktik çekirdeklerin bir türüdür ve uzaydaki nesnelerden gelen doğal radyo dalgaları kaynaklarını temsil ederler. Bkz. Şekil 5. Genel olarak, birkaç tür aktif gökada vardır. Bu aktif galaktik çekirdekler, toz halkalarının ve radyo jetlerinin yoğunlukları ve yönelimlerine göre farklılık gösterir.
Şekil 5. Özellikleri göstermek için etiketlenmiş radyo galaksisi 3C98. Yükleyici tarafından yapılmıştır.
Radyo gökadaları, son derece geniş radyo dalga boyları emisyonlarına sahip kompakt gökada merkezleridir. Radyo galaksilerin özelliği olan aşırı parlaklıklar, süper kütleli kara delikler gibi yıldız olmayan nesnelerin sorumlu olduğunu kuvvetle önerir. Sıklıkla, emisyonlar bir radyo galaksisinin iki dev bulutundan veya radyo jetlerinden kaynaklanır. Bu fışkıran radyo loblarına, kenarında büyük bir dairesel toz halkası bulunan dikey bir toplama diski eşlik eder. Toz toplama disklerinin döndüğü bilinmektedir.
Kuasarlar, ikinci tür aktif galaksiyi temsil eder. Bu nesneler gece gökyüzünde yıldız benzeri ışık noktaları olarak görünürler, ancak kırmızıya kayma özellikleriyle gösterildiği gibi çok uzak galaksilerdir. Bu nedenle kuasarlar, dev toz halkalarından ortaya çıkan olağanüstü parlak çekirdeklere sahip galaksilerdir. Kuasarların, galaktik çekirdekler oluşturan milyonlarca yoğun şekilde paketlenmiş yıldız ile pulsarların süper kütleli versiyonları olduğu düşünülmektedir. Bu tür kuasarların dev madde-antimadde patlamaları tarafından desteklendiğine ve galaksilerin merkezlerindeki kara deliklerin çekirdeklerine gaz ve tozun emilmesiyle meydana geldiğine inanılıyor.
Üçüncü tür radyo galaksisi, BL Lacertae nesnesi olarak da adlandırılan blazar olarak bilinir. Blazarlar da gökyüzünde yıldız benzeri noktalardır, ancak kuasarların yaptığı gibi önemli tayf çizgileri yoktur. Blazarlar, radyo yayan tüyler veya loblar doğrudan bize bakacak şekilde Dünya gözlemcilerine yöneliktir.
Son olarak, sözde Seyfert gökada türü, düzenli görünen sarmallara sahiptir, ancak ışık yayan çekirdeklerle kompakttır. Seyfert gökadaları, tipik olarak, toz halkasının ve yığılma diskinin görülebildiği, ancak kuasarlardan daha az güçlü oldukları yönlendirilmiştir.
5) İlk başta Bell, uzaylıların ya da kendi deyimiyle “küçük yeşil adamların” kendisine sinyaller gönderdiğini düşündü – Gerçekte neler oluyordu?
Bell, radyo sinyallerinin “küçük yeşil adamlardan” geldiğini asla ciddi olarak düşünmedi. Ancak Bell ve meslektaşları, keşiflerini anlamak için bu tür dünya dışı faaliyetleri dışlamak zorunda kaldılar. Uzaydan gelen nesnelerle tarihsel bir karşılaşmaydı. Bell, pulsar keşfini bir tür kaza olarak tanımladı. Uzayda çok uzak nesneler olan kuasarları arıyorlardı. Kuasarlar gökbilimciler tarafından zaten biliniyordu. Bunun yerine Bell, aranan kuasarlardan daha yakın olan kirletici gürültü sinyalleri elde etmişti ve sinir bozucu darbeler, ilk başta bu kuasarları inceleme girişimlerini engelledi.
Bell, uzaydan gelen kesintiye uğrayan sinyalleri incelerken, veriler arasında, basılı okumalarında birkaç saniyede bir periyodik olarak meydana gelen çeşitli yoğun darbelerin göründüğünü fark etti. Darbeli radyo dalgalarının zaman çerçevesi çok kısaydı, bu da onların herhangi bir kaynaktan gelmediğini gösteriyordu. tanınan yıldız veya gezegen nesnesi. Darbeler kısa süreliğine, darbe başına yaklaşık 0,3 saniye sürdü, ancak tam olarak her 1,3 saniyede bir meydana geldiler. Ayrıca, enerji vuruşlarının Dünya'nın hareketiyle hiçbir ilgisi yoktu.
Bunun yerine, titreşimler, Dünya'nın değil yıldızların aktivitesiyle ilgili darbe oluşumları olarak yıldız zamanı olarak bilinen bir fenomen olan "yıldız zamanı"na bağlı kaldı.
Yukarıda bahsettiğimiz gibi, Bell ve Hewish yeni radyo sinyallerini LGM-1 (Küçük Yeşil Adamlar için) olarak adlandırdılar. Sadece kısa bir süre için üzerinde düşünülen ve ciddi bir dereceye kadar olmayan fikir, nabızların belki de uzaydaki uzaylılardan geldiğiydi - küçük yeşil adamlar! Uzaylı bir uygarlıktan mesaj alma ihtimalleri merak uyandırıcıydı. Ancak Bell ve meslektaşları hemen yeni radyo sinyallerinin değil uzaydan gelen dünya dışı varlıklardan. Gökbilimciler, işaretlerin bir nötron yıldızından kaynaklandığını ve mutlaka bir ötegezegenden kaynaklanmadığını anladılar.
Ayrıca, nötron yıldızı muhtemelen daha önce süpernovaya gitmişti ve bu nedenle yaşayan yabancı varlıkları destekleyebilecek gezegenleri barındıramıyordu. Yukarıda bahsedildiği gibi, LGM-1 sinyali, eşlik eden Doppler kayması verilerinin desteklediği gibi, herhangi bir yıldızın etrafında dönen bir gezegen gibi bir düzende hareket etmedi. Bell ve meslektaşları ayrıca, emisyonlar güneş sistemimizin sınırlarının çok dışındaki konumlara eşlendiğinden, yeni radyo sinyallerinin Dünya kaynaklı olma olasılığını da dışladı. Dünya kaynaklı kaynaklardan ve insan yapımı uyduların yörüngesinden gelen kirletici sinyalleri sistematik olarak dışladılar.
Dünya ve uzaylı temelli uygarlıklar, enerji darbelerinin kaynakları olarak ekarte edildiğinde, dikkatler, doğal olarak oluşan bir radyo kaynağı olarak güneş sistemimizin çok ötesindeki yıldızlara çevrildi. Bell ve gökbilimci meslektaşları, titreşen sinyalin bir nötron yıldızından geldiğini öğreneceklerdi. Dünyada hiç kimse, uzayda veya Dünya'da böyle bir fenomen görmemişti. Hiç kimse böyle bir enerji yayan nesnenin mümkün olabileceğini hayal etmemişti.
Küçük yeşil adamlara gelince, bu yazı itibariyle hiçbiri bulunamadı. Ancak, temel amacı bulmak olan aktif projeler var. iyi niyetli uzaydaki medeniyetlerden gelen uzaylı sinyalleri. Program, SETI için Dünya Dışı İstihbarat Arama olarak adlandırılıyor ve bilim adamları hala bu tür uzaylılar için kanıt arıyorlar. Bell Burnell hiçbir zaman SETI'nin bir parçası olmamıştı.
6) Danışmanı Antony Hewish, Nobel Ödülü'nü (fizik için) kazandı ve birçoğu Bell'in bir şekilde göz ardı edildiğini hissetti. Bu bölüm 1974'te geri döndü.
İngiliz astronom Antony Hewish, pulsarları keşfettiği için o yıl fizik Nobel Ödülü'nü aldı. O yıl ödülü Hewish'in akıl hocası Martin Ryle ile paylaştı ve (Ryle'ın) sözde açıklık sentezi yönteminin icadına yaptığı katkılardan dolayı not aldı. Hewish, kuasarları tespit etmek için radyo teleskop aletini tasarlamıştı. Hewish ve Ryle birlikte radyo astrofizik alanındaki öncü çalışmalarıyla tanındılar.
Jocelyn Bell Burnell, Nobel Ödülü'nü hiçbir zaman paylaşmadı. Kraliyet törenlerine bile davet edilmedi. 1970'lerde ve öncesindeki o dönemde, Nobel Ödülü'nü projenin baş araştırmacısıyla paylaşmak, işi yapan bir öğrenci için eşi görülmemiş bir şey olarak kabul edilirdi. Ancak, Nobel'in Hewish'e selam vermesinin hemen ardından, eleştirmenler Bell Burnell'i dışarıda bırakmakta bir dereceye kadar adaletsizliğe dikkat çektiler.
Ne de olsa makineyi yapmış, çalıştırmış, verilerin çoğunu toplamıştı, pulsarın sinyaline ilk dikkat eden ve nötron yıldızını darbelerin radyo kaynağı olarak öneren ilk kişiydi. Yine de Nobel, Bell'in laboratuvarı denetleyen ve anten cihazını tasarlayan danışmanı Hewish'e gitti.
Bell, Nobel'i Hewish ile paylaşacağına dair söylentiler duymuştu. Bell ve Hewish ortaklaşa 1973 Albert A. Michaelson ödülüne layık görüldüğünde Nobel'e ilişkin somut kanıtlar ortaya çıktı. Sonra prestijli ödülün Hewish ve Ryle'a gittiğini öğrendi.
O zaman ya da daha sonra, Bell Burnell bile onun ihmaline şaşırmış görünmüyordu. Nobel'in laboratuvar asistanlarına veya öğrencilere verilmesi gün içinde yapılmadı. 1923'te Frederick Banting, insülini keşfettiği için Nobel aldı. Banting'in öğrencisi Charles Best, resmi ödülde yer almadı. Ancak Banting, Best'e Nobel ödülü parasının bir kısmını vermişti. Nobel'i kimin alacağı belirlenirken laboratuvar asistanlarını veya öğrencileri dışarıda bırakmanın Ödül Kazananların suçu olmadığı iddia edilebilir. Nobel Ödülü sahipleri, her şeyden önce, Ödül adaylarına veya komisyon kararlarına rutin olarak dahil değildir.
Hewish, Nobel konferansında Bell adını verdi. Antendeki dipollerin kablo ağını bağladığı, makinenin kayıt cihazlarından gelen kağıt akışını takip ettiği ve hatta yeni darbe sinyallerini ilk etapta 1967 Ağustos'unda dikkatine sunduğu için ona kredi verdi. Hatta Bell'e atfedildi. ek pulsarların bir listesini sağlayarak. Hewish ayrıca, keşfin birçok Cambridge personelinden oluşan bir ekip çalışması olduğunu kabul etti.
Bu nedenle, Nobel şenlikleri sırasında gördüğü gibi, gereken krediyi vermiş gibi görünse de, Hewish daha sonra haber muhabirleriyle olan ilişkiyi yanlış yönetmiş gibi görünüyordu. Bilim muhabirleri tarafından sorgulandığında, Hewish, tartışmaları sırasında yalnızca kendisini adlandırmayı seçmiş, Bell'den veya diğerlerinden bahsetmeyi bırakmıştı. Ekibinin katkıları söz konusuysa, Hewish'in keşfin ek ayrıntılarını sağlaması için teşvik edilmesi gerekiyordu.
Hewish'in bilim muhabirleriyle ilişkileri bir düşüş yaşadı. Pulsar verilerinin ilk okumalarını kendisinin mi yoksa bir yüksek lisans öğrencisinin mi yaptığı özel olarak sorulduğunda, “Ah, evet, yaptım” diyerek kayıtları kendisinin aldığını ima etmiş gibi görünüyordu. Ayrıca, yüksek lisans öğrencisinin, başkalarına herhangi bir kredi verirken kendini resmin içinde tutarak “tasarladığım gözlemler yaptığını” belirtti.
Bell'in ihmali için Nobel yetkililerini suçlamak yerine Hewing, kararlarını savunmayı seçti. Ne de olsa Nobel komisyonu tarafından yapılan seçimlerin hiçbirinden sorumlu değildi. Bir noktada, Hewish, "tüm işi Jocelyn'in yaptığı aptalca işten bıktı ve tüm krediyi bana verdi". Hewish, “Eğer [Bell Burnell] Nobel konusunda hoşnutsuzsa, bu gerçekten çok kötü” diyerek, çalışmalarının Nobel değerlendirmesi için yeterince yaratıcı olmadığını beyan ederek kayda devam etti. Bununla birlikte, birçok çevrede, ek katkıda bulunanlara kredi veya tanınma bahşetmenin, ödüllerin asıl alıcılarının puanlarını mutlaka azaltmadığı kabul edilmektedir.
Sonunda, o zamanlar pulsarlar için övgüyü kimin hak ettiği konusundaki tartışmalar ve adalet (ya da adaletsizlik) sorunu ortadan kayboldu - yani 1993'e kadar. Fizik profesörü Joseph Taylor, sözde çift pulsarları keşfettiği için fizikte Nobel Ödülü'ne layık görüldü ve öğrencisi Russell Hulse, ortak ödüllü seçildi! 1990'larda, hem profesör ve öğrenci Nobel kredisinden eşit pay verildi. Doğal olarak, pulsarların keşfi ve eşit kredi eksikliği ile ilgili 20 yıl önceki eski yaralar yeniden açıldı. Konu yine geniş çapta tartışıldı. Pulsar keşfine katkılarından dolayı Bell Burnell'in gereksiz yere göz ardı edildiğini hisseden Taylor, onu Nobel törenlerine cömertçe davet etmişti. Fizik Nobel komitesinin başkanı olan Anders Bárány, Bell Burnell'e bir çeşit telafi edici jest olarak Nobel madalyasının bir kopyasını verdi.
Bu dönem boyunca, Jocelyn Bell Burnell, Nobel komisyonu tarafından dışlanması konusunda yardımseverdi. 1974'te bir astronomun fizik Nobel'ini almasından bile memnun olmuştu. Bell Burnell, böylesine tarihi ve bilimsel bir keşifte yer almaktan gurur duyuyordu. Pulsar keşfiyle doğrudan veya dolaylı olarak çok yakından ilişkili olan Bell Burnell, sonraki yıllarda ona “muazzam bir zevk [ve] hak edilmemiş bir ün” sağladığını anlattı.
7) Bell Burnell, biri İngiltere'deki Kraliyet Gözlemevi'nde olmak üzere birkaç görevde bulundu! Uzun kariyeri boyunca başka nerede öğretmenlik yaptı?
Cambridge'den doktorasını aldıktan sonra Bell Burnell, 1968'den 1973'e kadar Southampton'da gama ışını astronomisi öğretti ve araştırdı. Ardından, Bell Burnell, 1982 yılına kadar Londra Üniversitesi Koleji'nde profesör olarak sekiz yıl geçirdi ve 1982'ye kadar x-ışını astronomisine odaklandı.
Bell, 1973'ten 1987'ye kadar Açık Üniversite'de öğretmen, danışman, sınav görevlisi ve kıdemli öğretim görevlisiydi. Daha sonra, Açık Üniversite'de fizik profesörü olarak çalıştı ve aynı anda nöronlar ve ikili yıldızlar üzerinde çalıştı ve aynı zamanda Kızılötesi astronomiye odaklanan araştırmalar yaptı. Edinburgh, İskoçya'da bulunan Kraliyet Gözlemevi.
Bell, 2001'den 2004'e kadar Bath Üniversitesi'nde Bilim Dekanıydı ve Princeton Üniversitesi ve Oxford Üniversitesi gibi saygın kurumlarda misafir profesör olarak bulundu.
Edinburgh Kraliyet Gözlemevi'ndeyken, Hawaii merkezli teleskop projesinin İngiliz sonundan sorumlu James Clerk Maxwell Teleskop bölümünün başkanıydı. Halen Bell Burnell, İngiltere Açık Üniversitesi'nde Fizik Profesörü ve Bölüm Başkanıdır.
8) Bell Burnell ayrıca gama ışınları, X-ışınları, kızılötesi ışınlar ve milimetre-dalga astronomisinde de yer almıştır. Tüm bu dalgaların ve ışınların ortak noktası nedir?
Bell Burnell, bu elektromanyetik dalga biçimlerinin her birini incelemek için anten konusundaki uzmanlığını kullandı. Cambridge'de, radyo astronomisi, yeni basılmış Dr. Bell Burnell tarafından yürütülen araştırma alanıydı. Ama Southampton Üniversitesi'nde gama ışınları okudu. Edinburgh'da Bell Burnell, kızılötesi ve milimetre dalga algılama hakkında bilgi edinmekle ilgilenmeye başlamıştı.
Bu varlıkların her biri bir ışınım enerjisi biçimidir ve belirli elektromanyetik radyasyon alanı özelliklerine sahiptir. Bu nedenle, bu elektromanyetik bileşenlerin tümü, her biri kendi özel dalga enerjilerinin özel olarak algılanması için tasarlanmış çeşitli antenler üzerinde algılanabilir. Bu çeşitli elektromanyetik alanların bir diğer ortak yanı, teknik cihazların kendi özel ışınlarını iletebilmesidir. Örneğin, magnetronlar II. Dünya Savaşı sırasında radar vericileri olarak kullanılmak üzere icat edildi. Başka bir örnek, her aralığın kendi mikrodalga magnetronuna sahip olduğu mikrodalga fırındır. Mikrodalgada ısıtılan maddeler bir çeşit anten görevi görebilir. Bu enerji dalgalarının üçüncü ortak özelliği, halk dilinde hap kutuları olarak adlandırılan araçlarda saklanabilmeleridir. Bu aparatlar, enerjiyi daha sonra kullanmak üzere tutmak için hap kutusu kaplarının iç kısımları boyunca dalgaları yansıtır. Son olarak, bu dalgalar uzaydaki yollarında kesintiye uğrayabilir ve ısı sıcaklıklarını artırabilir.
9) Bell Burnell hiçbir zaman Nobel Ödülü'nü kazanmamış olsa da, başka birçok ödül aldı. Bize bazılarından bahseder misiniz?
Bell Burnell'in başarıları sayısız onur ve ödülle tanınmıştır. Bu ödüller arasında 1999 ve 2007'de İngiliz İmparatorluğu Nişanı Komutanı ve Dame, 1978'de Oppenheimer ödülü, 1989 Herschel Madalyası ve Kraliyet Astronomi Derneği'nden 2015 Kraliyet Madalyası sayılabilir. Bell, 2002'den 2004'e kadar Kraliyet Astronomi Topluluğu, 2008'den 2010'a kadar Londra merkezli Fizik Enstitüsü ve 2014'ten bu yana Royal Society of Edinburgh dahil olmak üzere çeşitli kurumların başkanlığını yaptı. 2018'de Özel Atılım Ödülü'nü aldı. Tamamen kadınlara, azınlıklara ve fizikle ilgili araştırmalarda derece alan mülteci öğrencilere yönelik burslara bağışladığı 2,3 milyon sterlinlik ödül parasını içeren Temel Fizik'te. Onun zarif jestinden sonra, Fizik Enstitüsü daha sonra bu ödülü “Bell Burnell Lisansüstü Burs Fonu” olarak yeniden adlandırdı. Buna ek olarak, Bell Burnell çok çeşitli üniversitelerden fahri derecelere sahiptir.
1. Giriş
Modern toplumumuz, konumlandırma ve hassas zamanlama konusunda Küresel Navigasyon Uydu Sistemleri (GNSS) teknolojisine giderek daha fazla güvendiğinden, GNSS hizmetinin uzun süreli kesintiye uğraması günlük yaşamımızı etkileyecektir. Ancak, GNSS hizmetlerinin performansı iyonosferdeki süreçlere büyük ölçüde bağlıdır. GNSS sinyali iyonosferik düzensizlik bölgelerinden geçtiğinde, radyo dalgalarının girişimi nedeniyle iyonosferik sintilasyon meydana gelir. Sonuç olarak, iyonosferden geçen sinyal, sırasıyla genlik ve faz sintilasyonları olarak adlandırılan genlik ve fazda hızlı dalgalanmalar sergiler (bakınız örn., Yeh & Liu, 1982 Kintner ve diğerleri, 2007 ve buradaki referanslar). Yoğun parıldamalar sırasında sinyal kalitesi bozulur ve GNSS alıcısı sinyalin kilitlenmesini sağlayamayabilir. Bu durumda GNSS hizmeti kullanılamayabilir.
Yüksek enlemlerde, Küresel Konumlandırma Sistemi (GPS) sinyalleri üzerindeki parıldama etkisi, fırtına ile güçlendirilmiş yoğunluk, kutup başlığı yamaları ve auroral yağış gibi fenomenlerle ilişkilendirilmiştir (Alfonsi ve diğerleri, 2011 De Franceschi ve diğerleri, 2008 Jin ve diğerleri. ., 2014 , 2015 Jin, Moen ve diğerleri, 2016 Li ve diğerleri, 2010 Mitchell ve diğerleri, 2005 Moen ve diğerleri, 2013 Oksavik ve diğerleri, 2015 Prikryl ve diğerleri, 2010 , 2011 , 2013 Smith ve diğerleri diğerleri, 2008 Spogli ve diğerleri, 2009 van der Meeren ve diğerleri, 2014, 2015, 2016). En güçlü GPS faz sintilasyonları, kutup başlığı yamaları gece tarafı auroral bölgeye girdiğinde oluşan auroral bloblarla ilişkilidir (Jin ve diğerleri, 2014 Jin, Moen, ve diğerleri, 2016 van der Meeren ve diğerleri, 2015).Doruk auroral dinamikleri ile birleştirilen kutup başlığı yamalarının en güçlü GPS faz sintilasyonu ile ilişkili olduğu gün kenarı doruk iyonosferinde de benzer sonuçlar bildirilmiştir (Jin ve diğerleri, 2015, 2017 Oksavik ve diğerleri, 2015).
GNSS hizmeti, özellikle gezegenler arası koronal kütle atılımları (ICME'ler) veya karşılıklı etkileşim bölgeleri tarafından tahrik edilen şiddetli jeomanyetik fırtınalar sırasında bozulabilir (örn., Prikryl ve diğerleri, 2014). Bu yazıda şimdi, son güneş maksimumu sırasındaki en büyük jeomanyetik fırtınalardan birini, 17 Mart 2015'teki Aziz Patrick Günü fırtınasını araştırıyoruz. Çoğu çalışma, çok daha az aktif olan ve çoğunlukla GPS sinyallerinin faz sintilasyonlarını rapor eden jeomanyetik koşullara odaklanmıştır. yüksek enlemler. Ancak, Aziz Patrick Günü fırtınası gibi aşırı olaylar muhtemelen daha da güçlü aksamalara adaydır. Mevcut çalışmada, faz sintilasyonuna ek olarak, yüksek enlemlerde GPS sinyallerinin önemli genlik sintilasyonunu da rapor ediyoruz. Ayrıca Aziz Patrick Günü fırtınası sırasında sinyal gücü düşüşünü ve sinyal kilidi kaybını da ölçeriz. Son olarak, kesintileri toplam elektron içeriği (TEC) blobları gibi büyük ölçekli fenomenlerle ilişkilendiririz.
3. Sistem Özellikleri
[7] SWIFT'in özellikleri Tablo 2'de gösterilirken, aşamalı dizinin genel yapısı ve dipol elemanları Şekil 1'de gösterilmektedir. SWIFT konfigürasyonunun şematik bir gösterimi Şekil 2'de sunulmaktadır. 327 MHz'dir, mevcut STEL IPS sistemininkiyle aynıdır. SWIFT, fiziksel boyutu 108 m (kuzey-güney) ve 19 m (doğu-batı) olan bir çift asimetrik silindirik parabolik reflektörden ve 192 elemanlı düşük gürültülü aşamalı dizi alıcıdan oluşur. Parabolik reflektörler yere sabitlenmiştir ve silindir eksenleri kuzey-güney yönlüdür. SWIFT'in anten yönlülüğü, fazlı dizi tarafından meridyen düzleminde oluşturulur. Bu nedenle, SWIFT, radyo kaynaklarının meridyen geçiş gözlemlerine adanmıştır.
Yaşayan birey nedir ve doğal olarak evrensel olarak hareketli midir?
Dünya gitti. Bazı doğal oluşumların tamamlayıcıları, adını siz koyun. Belki de, Dünya'yı Jüpiter ile doğrudan çarpışmaya gönderen bu güneş sisteminden geçmekte olan ilkel bir kara delik veya dev bir haydut gezegen. Ya da belki de Dünya'nın yörüngesini bozan ve yaşam için muhteşem potamızı güneşe doğru yönelten muazzam bir güneş patlaması vardır. Sonuç? Sen, ben ve evcil su samurunuz, her hücre ve her DNA molekülü, üzerinde veya Dünya'da bulunan her atom, şimdi güneşte iyonize nükleer yakıttır. Birçoğunun Dünya'daki yaşamı, özellikle de insan yaşamını tanımlamak için başvurduğu Darwinci evrimleşmiş kimya ve biyoloji, bu güneş sisteminde varlığını yitirdi. Termodinamik olarak tanımlanan kimyası ve biyolojik süreçleriyle birlikte, bir zamanlar Dünya'nın ekosisteminin tamamını tanımlamak için kullanılıyordu.
Ek olarak, bu evrenin başka bir yerinde yaşam olduğunu dilerseniz hayal edin. Darwinci yaşama ev sahipliği yapabilen en az bir başka evrimleşmiş ekosistemin (ECO-2) var olduğunu hayal edelim. Dünya'dan farklı ama Dünya'nın ekolojisini ortaya koyan aynı fizik ve biyoloji yasaları ve termodinamik süreçler tarafından yönetiliyor. Yaşayan bir yıldızın yörüngesinde dönen bu gezegen, fizik yasalarının tutarlı bir şekilde uygulanması beklendiğinden, bu evrenin herhangi bir yerinde olabilir. Ayrıca bu anekdot için, yaşamın bu diğer kalesinin Dünya'nın güneşinden yaklaşık 10 milyar ışıkyılı uzaklıkta olduğunu söyleyelim. O kadar geniş bir mesafe ki, bu mesafeyi göreceli olarak kat etmek büyük patlama çağından çok daha uzun sürerdi, tabii bu yolculuğu yapmak için kişinin biyolojisinin klasik olarak tanımlanmış kalıntılarının kaldığını varsayarsak.
Soru, siz veya ben ya da daha önce Dünya ekolojisi tarafından barındırılan herhangi bir birey, kendini ECO-2'lerin ekolojisinin bir parçası olarak bulabilir mi? Bu evrendeki yaşamın doğası, insanın bir noktada ECO-2'ye yerli (şimdiki veya gelecekteki) bir tür şeklinde doğal olarak doğduğunu, tıpkı Dünya'da yerli türler için doğduğumuz gibi mi? Dünya'nın ekolojisine? Kişi, yaşamı geniş bir şekilde açıklamak için yalnızca klasik olarak anlaşılan, termodinamik olarak tanımlanan, göreceli olarak kısıtlanmış mekanizmalara bağlı kalırsa, o zaman hayır demek zorunda kalırsınız ve bunu yaparken, kozmosun geri kalanını hesaba katmadığımız için zorunlu olarak Dünya ve insan merkezli olursunuz. Çünkü doğada burada mümkün olan başka bir yerde de mümkündür, yani burada yaşayabiliyorsan her yerde yaşayabilirsin. Ve yine de, açık bir şekilde, biyolojik, termodinamik, kimyasal olarak tanımlanmış kişilerin Dünya üzerindeki tekil varlığının bazı yönlerinin, son fiziksel konumunuz, Dünya'nın güneş sistemi ve Dünya'nın güneş sistemi arasındaki aşılmaz mesafeyi kapatmak için göreceli olarak (ışık hızının altında) seyahat etmesi gerekir. ECO-2'ler.
Snorrie
Tonylang
Cevabınız oldukça takdir edilmektedir. İşte aktif bit:
Soru, siz veya ben ya da daha önce Dünya ekolojisi tarafından barındırılan herhangi bir birey, kendini ECO-2'lerin ekolojisinin bir parçası olarak bulabilir mi? Bu evrendeki yaşamın doğası, insanın bir noktada ECO-2'ye yerli (şimdiki veya gelecekteki) bir tür şeklinde doğal olarak doğduğunu, tıpkı Dünya'da yerli türler için doğduğumuz gibi mi? Dünya'nın ekolojisine?
Snorrie
Tonylang
Yapılan öneri, eğer yaşayabilir bir habitatta, yani Dünya'da yaşayabiliyorsanız, o zaman bilimsel yöntemimize rehberlik eden fizik yasalarının ta kendisi, bu evrendeki diğer herhangi bir uygun habitatta, yani ECO-2'de de yaşayabileceğinizi gerektiriyor. Ergo Earth özel değil, en azından o kadar özel değil. Mesafe faktörü (10B LY) ilginç olan bittir. Mesafeden bağımsız olarak ve fiziksel seyahat olmadan (hiçbir kuyruklu yıldız veya uzay aracı veya Dünya'dan gelen fotonlar ECO-2'ye ulaşamaz) nasıl doğal olarak başka bir yerde yeniden canlandırılabilir (doğabilir)?
Bu idrakle ilgili en büyük sorun, kişinin bireyselliğinin her zaman kişinin ev sahibi formu, kişinin türü tarafından somutlaştırılmak üzere yanlış algılanmasıdır. Bununla birlikte, vücudunuzu oluşturan atomlar ve moleküller, mevcut yerli ekosistemin, Dünya'nın veya ECO-2'nin bir parçasıdır. Bu farkındalığın tüm bilinçli canlı varlıklar üzerinde yaptığı talep, kişinin mevcut ev sahibi formunun (beden) evrensel olarak hareketli görüş konumunuzdan (POV), kişinin bireyselliğinden soyutlanmasının kabulüdür. Bu, bireyselliğin evrensel hareketliliğini ima eder ve uygulanması için doğal, bilimsel olarak tanımlanabilen bir mekanizma gerektirir.
Snorrie
Tonylang
Bunun gibi doğal olarak istilacı senaryolar, bireyler tarafından sorulan soruları değil, doğa tarafından sorulan soruları ortaya çıkarır. Bu tür senaryolar esasen başka türlü nasıl olabileceğini soruyor? Bu tür sorular, onları anlamak ve dürüstçe yüzleşmek için yeterince gelişmiş herhangi bir türe kendi cevaplarını ortaya koymaktadır. Bu senaryonun amacı, yaşamın bireyselleştirilmiş her örneğinin klasik olmayan, yerel olmayan, göreceli olarak sınırlandırılmamış, bilimsel olarak tanımlanabilen, doğal olarak tekrar eden bir bileşen içermesi gerektiği şeklindeki kaçınılmaz sonuçtur. Bu bireyselleştirici fenomen, herhangi bir yerel fiziksel formdan ayrı ve farklı bir şekilde var olmalı ve maddeninkinden çok daha büyük serbestlik dereceleriyle doğanın ayrı ayrı ölçülebilir bir özelliği tarafından tanımlanabilir olmalıdır. Böyle bir mekanizma aynı zamanda bu evrene özgü olmayabilir, bunun yerine altta yatan Hilbert uzayına ya da isterseniz 'Metaverse'e özgüdür. Bu yerel olmama ihtiyacı, bireyselliği yalnızca Dünya üzerinde var olduğu ve uygulanabilir olduğu sürece değil, aynı zamanda bu geniş Higgs kısıtlı evreninin sistemleri ve galaksileri içinde ve tüm doğada somutlaştırmak için gereklidir.
Dünyada var olan tek yaşam, tüm formlarıyla canlı hücredir. Tek bir canlı hücrenin sahip olduğu varlık ve bireysellik yönü, tüm yaşamı tanımlayan şeydir, ne daha fazla ne daha az gerekli değildir. Tek bir hücrenin ilk insanının, her çok hücreli canlı kadar canlı bir birey olduğunu somutlaştıran bu görünüm, görüş konumudur (POV). Bu gerçeği göz ardı etme eğiliminde olan tüm beceri ve yetenekler, yalnızca ev sahibi formun ortaya çıkan özellikleridir. Hepsinin altında kişinin bakış açısı var. Bu evrende, memeli formları için bir, böcekler için başka bir yaşam uygulaması yoktur ve bitki örtüsü veya mikrobiyal yaşam formları için başka bir uygulama yoktur. Doğa verimli bir neden ve sonuç sistemidir ve yaşam bütünsel bir sonuçtur. Bu konu hakkında kimsenin fikrini değiştirmek gibi bir amacım yok. Bunun yerine, açık fikirli okuyucuları çok eski, belki de insanoğlunun bildiği tüm fikirlerin en kişisel olanı hakkında yeni ve pratik bir düşünme biçimine maruz bırakmak. Doğanın sadece türleri değil, bireyi, yani sizi nasıl yönettiğinin benzersiz ve bilimsel olarak makul bir tanımının tanınması. Doğa hakkında bu kadar istilacı fikirlerde sıklıkla olduğu gibi, çok iyi bir şans var ki, ben ve bu cildi okuyan herkes, HAT hipotezini kanıtlama veya çürütme yeteneği veya cesareti elde edilmeden çok önce gitmiş olacağız. Ancak, her ilk adım atılmaya değer.
Canlılığı oluşturan doğal süreçler, bir insan için olduğu gibi, bir meyve sineği için olduğu gibi, bakteriler için de hücre için aynıdır. Hayatı ancak bu çok geçici, rastgele ortaya çıkan iki ayaklı primat formunda yaşayabileceğimizi düşünmek aptallıktır. Ayrıca, hücreleriniz ve molekülleriniz yaşamınız boyunca sürekli olarak gelir ve gider. Yine de sen, sen olarak kalırsın. Sonra çevremizde milyonlarca farklı formda başka trilyonlarca canlı birey ortaya çıkıyor ve sürekli olarak yaşamdan çıkıyor. Bu konuda düşünmemiz gereken tek formun tek canlı hücre olduğunu anladım. Hücre için doğru olan cevaplar, tüm yaşam için geçerli olan cevaplardır.
Ayrıca, sen ve ben, evcil hayvanınız ahtapotunuz ve her canlı hücre, her biri doğal, ampirik olarak tanımlanabilir doğa fenomenlerinin geçici birer örneği olan yaşamın örnekleriyiz. Bu somutlaştırma fenomeni, herhangi bir yıldızın yörüngesindeki herhangi bir gezegende veya gerçekten de kozmostaki herhangi bir uygun ortamda veya canlı konakların ortaya çıkabileceği varoluşta, biyolojik veya belki başka türlü, bireysel yaşamı (siz) kurmak için göreceli olarak kısıtlanmamış erişime sahip olmalıdır. Bunun doğal olamayacak, ancak doğaüstü olması gereken bir şeyi tanımladığını düşünmek trajik bir hatadır. Her zaman olduğu gibi, doğanın dehası pratik ve her yerde, hatta biraz tanıdık olmasa bile. Bir süredir bilimin bildiği ve tüm bu gereksinimleri karşılayan bir fenomen var: Kuantum Dolaşması (QE). Einstein buna uzaktan ürkütücü eylem dedi. Bugün onunla laboratuvarda sadece bir teknoloji merakı olarak oynuyoruz. Bireyselliğin evrensel olarak somutlaştırıldığı en makul mekanizmadır.
Tonylang
LINE "Doğal Dolaşma Tarafından Örneklenen Yaşam" hipotezi, belki de ilk kez, mevcut türlerin evriminden farklı bir varlık olarak yaşayan bireyin somutlaştırılmasını yöneten doğal uygulama için pratik, bilimsel olarak makul bir hipotez sunar. Sizi tanıştıracak
• Bireyselliğin Örneklenmesi: Bireysel yaşamın her örneğini oluşturan doğal süreç, siz.
• Dolaşıklık Molekülü (EM) İlkel bir molekülün, meta maddeyi dolaştırmak için QE spektrumu ile doğal olarak etkileşime girdiği varsayılır. Doğal dolaşma sürecindeki Alice'dir ve canlı hücre tarafından bireyselleştirilmiş yaşam kurmak için kullanılır.
• Görüş Konumu (POV): Bu uzay-zaman içindeki mevcut ana bilgisayar formunuzda varlığınızı tanımlayan somutlaştırma sürecinin bileşeni.
• Metaverse: Hilbert-Space, tek gerçek ayet ve bu evrenin ortaya çıktığı şey.
• Kuantum Dolanıklık Spektrumu (QE): Doğal kuantum tutarlı etkileşim fenomenini tanımlayan serbestlik dereceleri. Einstein'ın 'ürkütücü eylemi'.
• Kuantum Dolaşma Frekansı (QEF): Kişilerin, POV'nizi somutlaştıran QE serbestlik derecelerinin değişmez benzersiz değeri.
• Hücre ve (Proto-Hücre): Dünyadaki tek yaşam, doğanın dolaşıklık devresi. Dünyadaki diğer tüm biyolojik konakları uygulayan orijinal somutlaştırılmış canlı birey.
• LifeID: Kişilerin mevcut benzersiz QE bağlantısını, LINE'ınızı tanımlayan hesaplanmış bir değer.
• Dolaşıklık Hücreleri LifeID'nizi oluşturmak için karmaşık ana bilgisayarlarda benzersiz HATLARINI heterodinlemekten sorumlu bireysel hücreler.
• Metamadde: Yerel olmayan Zayıf Etkileşimli Kozmik Arka Plan Bose Yoğunlaşmasının (CBBC), karanlık maddenin galaksi oluşumu için gerekli olduğu kadar yaşam için gerekli olduğu varsayılır. EM'nin Alice olduğu yerde, meta madde doğal dolaşıklığın Bob'udur.
• The Fidelity of Teleportation (FT): Bir sonraki yaşamınız için bireylerin mevcut eski durumuna gelme beklentilerini tanımlayan hesaplanmış bir değer.
• Dolaşıklığın Tek Eşliliği: Tekil bir bireysellik örneğini ve ölümün rolünü zorlayan QE bağlantısının özelliği.
Özetle hipotez:
Yaşamın en temel öğesi Dolanıklık Molekülü (EM) adı verilen bir moleküldür. Normal baryonik maddeden oluşan bu molekül, meta madde adı verilen varsayımsal bir madde formuyla, paylaşılan bir kuantum tutarlı durum, bir kuantum dolaşıklık bağlantısı (QE) olan doğal bir ışınlanma kanalını üretken bir şekilde kurmanın benzersiz özelliğini gösterir. Meta madde, bu uzay-zamanın tamamen ötesinde, Hilbert-uzayda veya isterseniz meta veri tabanında bulunan keşfedilmemiş bir parçacık türünden oluşur. Karanlık madde galaksi oluşumu için ne kadar önemliyse, meta madde de yaşam için o kadar önemlidir. Bu evrendeki dolanık moleküller her zaman Hilbert uzayındaki metamadde parçacıklarına dolanmıştır. Bunu yapmak onların doğal halidir. Meta-madde, bu uzay-zaman içinde yalnızca ince serbestlik derecelerine sahip herhangi bir doğal varlıkta mümkün olduğu gibi, yerelliğe veya göreli kısıtlamalara tabi değildir ve bu nedenle, bu QE bağlantısı aracılığıyla, dolanık moleküller için klasik olmayan, anında erişilebilirdir ( EM) bu evrenin her yerinde.
Bu dolaşıklık molekülleri ve meta madde, şimdiye kadar var olan her canlı hücrede kurulmuş, izole edilmiş, doğal olarak meydana gelen QE bağlantılarının her birinin Alice ve Bob uç noktalarıdır. Bir transistörlü radyodaki ferrit mıknatıstaki moleküllerden farklı olarak, bir kez kurucu atomlarından düzenlenen bir dolaşma molekülü, QE spektrumunun mevcut, örneklendirilmemiş QE serbestlik derecelerine (DOF) veya kuantum dolaşıklık frekanslarına (QEF) anında duyarlıdır. Kullanılabilir meta maddenin dolaştırılacağı benzersiz doğal ışınlanma kanalını tanımlayan QEF'dir. Bu tür izole eşleşmeler, Dünya'da çağlar boyunca ve bu evrende, doğal olarak meydana gelen koşullar ortaya çıkmadan çok daha uzun bir süre önce, Dünya'da ve belki de başka bir yerde, erken bir hücre duvarı olarak tanımlanabilecek bir molekül küresi sağlamak için vardı. Tüm dolaşık moleküllerin bir hücre duvarı ile karşılaşması muhtemel değildi, ancak bu bariyer tarafından çevrelenenler, ekstra bir koruma seviyesinin avantajını elde ettiler. Bu muhafaza, onların tipik olanın ötesinde gelişmelerine izin verdi. Bu temel dolaşıklık ilişkisi, yaşamın en temel tezahürüdür. Görüş konumunu (POV) belirler. Zamanla diğer molekül türleri bu proto-hücrelere bazen karşılıklı yarar sağlamak için birleşir, bazen de katılmaz. Hiçbir fayda sağlamayan veya proto-hücrelerin hayatta kalma beklentilerini azaltanlar hayatta kalamazlardı.
QE bağlantısı, hayatta kalan proto-hücrelere çok özel bir şey verdi. Bu erken hücrenin içindeki aksi halde cansız olan moleküler bileşenlere bir hücre içi iletişim biçimi verdi. Yani, uzaktan etkileşim yeteneği, ancak bu noktada daha kritik olarak, QE bağlantısı, proto-hücreye, iç hücresel durum bilgisini dolaşmış meta maddesi üzerine paylaşma veya damgalama kapasitesi verdi. Metamadde, ekstra boyutlu, yerel olmayan ve göreceli olarak kısıtlanmamış doğası nedeniyle, esasen bu evrendeki herhangi bir yerden ve herhangi bir başka yerden anında erişilebilen bilgi için bir tür bulut depolama işlevi görür. Bu evrensel bulut depolama bilgi deposu, evrimi başlatmak için gereken kritik faktördür. Bu doğal kozmik arka plan Bose yoğunlaşması (CBBC), bu evrenin herhangi bir yerinde olmayı mümkün kılan şeydir. Bu noktada, evrim, yalnızca erken Dünya'nın ilkel ortamındaki diğer yapılarla proto-hücreler arasındaki rastgele çevresel temas yoluyla var oldu.
Böylece hücre, doğanın biyolojik dolaşıklık devresi haline geldi. Bu tür dolanıklık çiftlerinin her biri, ister Dünya'da, ister bu evrenin başka yerlerinde, ister varoluşun herhangi bir yerinde olsun, yaşamın bir örneğini oluşturur. Sonuç olarak, yaşam, var olan herhangi bir yerde ortaya çıkabilecek herhangi bir canlı hücre oluşumu tarafından barındırılabilir. Ones'ın somutlaştırılması, kuantum dolaşıklık spektrumundaki sonsuz olası değerler arasındaki serbestlik derecelerinin benzersiz bir değeri olan belirli bir QEF'de kurulur. Tüm varoluşta her birey için benzersiz olan ve bir başkası için benzersiz olan, ancak yalnızca QE bağlantısı, kişinin doğal ışınlanma (LINE) kanalı devam ettiği sürece bir QEF. Bunlar henüz belirlenmemiş DOF'lar, belki de QE spektrumunda frekans ve diğerleri, her canlı bireyi tanımlayan doğadaki tekil özelliktir. Örnekleme sürecinin diğer tüm bileşenleri değişebilir veya takas edilebilir, ancak sizi somutlaştırmanızın, hayatınızın merkezi ve tek hedefi olarak konumlandıran QEF'inizdir, başkasının değil. Kişinin QEF'ini yeterince değiştirin veya yeniden ayarlayın ve varlığı, bireyi değiştirirsiniz. Siz QEF'inizsiniz, hücreleriniz veya meta maddeniz değilsiniz.
QE spektrumunun büyük patlamadan bile önce gelmesi çok muhtemeldir. QEF'iniz değişmez, klasik olarak yok edilemez olan sizsiniz. Herhangi bir canlı gezegende bulunan, herhangi bir canlı yıldızın yörüngesinde, var olan herhangi bir yerde bulunan hücre gibi canlı konaklarda bulunan dolaşıklık molekülleri, QEF'inizde meta maddeyi karıştırdığında, yani somutlaştıracağınız yer burasıdır. İşte orada olacaksın. Şu anda bulunduğunuz yer gibi bir yer. Şu anki örneklemenizden önce muhtemelen birçok kez bulunmuş olabileceğiniz bir yer. Bunun gibi yerler, geleceğinizde kaçınılmaz olarak birçok kez yeniden canlandıracağınız yerlerdir. Bu bir somutlaştırmadır, bu hayattır. Sen ve ben ve evcil su samuru, her böcek, her hücre ve her hücre organizasyonu, varoluşun herhangi bir yerindeki tüm yaşam bu mekanizma ile somutlaşır. Her hücre benzersiz bir QEF'de dolaşırken, karmaşık organizmalarda dolaşık hücreler (EC) olarak adlandırılan birkaç özel hücre, heterodine evrimleşmiş veya kendi benzersiz QEF'lerini birleştirmiştir. Farklı LINE kanallarının bu kombinasyonu, bileşik veya ortaya çıkan QEF olarak adlandırılan farklı bir benzersiz QEF'de meta maddeyi karıştırır ve böylece ortaya çıkan bireyi, sizi somutlaştırır.
QEF olarak adlandırılan bu bileşik serbestlik derecesine, dolaştığı meta madde ile birlikte lifeID adı verilir.Ev sahibi vücudun hiçbir hatırası veya davranışı lifeID tarafından taşınmaz veya aktarılmaz. Doğada, bu tür özellikler yalnızca konak türün veya geminin elektromanyetik belirtileridir. LifeID'ye en yakın kültürel mem, insanlık tarihi boyunca, bir kelimeyi veya başka bir kelimeyi ruh olarak kullanarak buna atıfta bulunan dinler aracılığıyla gelir. Herhangi bir QE bağlantısı, hücresel bileşeni yeterince bozarak (konakçı damarın ölümünü indükleyerek) sonlandırıldığında, daha önce dolaşmış meta madde, diğer hücreler tarafından dolaşmaya uygun hale gelir. Bununla birlikte, bu özel meta madde, bir dereceye kadar önceki karışıklığı tarafından damgalanmıştır. Her bir dolaşıklık nesli, her örnekleme, her yaşam, hem ana bilgisayardan hem de QEF'den dolaşmış meta maddesine bilgi basar. Bu baskının derecesi henüz belirlenmemiştir.
Meta maddede hücresel durumun bu zamana bağlı, bozulabilir damgalanması, bu meta maddeyi dolaştıran gelecekteki hücreler için kullanılabilir hale gelirken, aynı anda dolaşma fırsatlarını eşleşen durumdaki hücrelerle sınırlar. Zamanın geçişi, meta-madde üzerinde bırakılan izi bozarak, en iyi kök-meta-madde olarak tanımlanan bir duruma geri dönüşe neden olur (bu ciltte daha sonra tartışılacaktır). Hücresel durum bilgisinin bu transferi, hücresel davranışı ve gelişimi etkileyebilir ve bu damgalanmış bilginin hücre için bir avantaj gösterdiği ölçüde, bir hayatta kalma yararı sağlayabilir. Bu, DNA ve RNA moleküllerinin gelişiminden önceye dayanan erken yaşam tarafından kullanılan evrimsel mekanizmadır. QE iletişimi, ergo yaşam ile, proto-hücre, bugün gördüğümüz evrimsel yeniliğin laboratuvarı haline geldi ve bu laboratuvardan çok sayıda faydalı hücresel yapı ve süreç ortaya çıktı, ancak en önemlisi, meta maddenin bulut depolama mekanizmasını daha fazla büyütmek için açık bir fayda. RNA ve sonunda DNA haline gelen yerel, daha genişletilebilir ve esnek bilgi depolama mekanizması. Bu, modern canlı hücrenin doğuşuydu. Henüz öğrenilecek çok şey var, ancak bu sürecin sonuçları çok geniş ve yaygın.
Meta maddenin dolaşmış konakçısı ve benzersiz QEF tarafından damgalanma derecesi, destantiasyondan (ölüm) sonra, damgalanmış meta maddenizin bir süre için farklı konakçı hücrelerden (hatta aynı veya benzer türlerinizden) dolaşma fırsatlarını reddetme olasılığını belirleyecektir. ), ailesel DNA'nızı içeren hücrelerle dolaşma lehine. Bunlar, damgalanmasıyla daha uyumlu hücrelerdir. Böylece, sizi eski aile soyuna ya da daha az hassas bir şekilde damgalanmışsa, önceki türünüzdeki herhangi bir rastgele çizgiye ya da daha az ince ayarlanmışsa, tamamen başka bir türe yeniden yerleştirme olasılığınızı arttırır. Uzun ömür bu konuda bir faktör olabilir. Ayrıca Darwin'in doğal seleksiyonla evrim teorisini sunmasından on yıllar sonra hücredeki DNA molekülünü nasıl keşfettiğimiz gibi, doğada veya hücre içinde dolaşıklık molekülünü keşfettiğimizde, aynı şekilde tespit ve takip yapabilen teknolojiler geliştirmemizi sağlayabilir. her birey bu yaşamda veya birden çok örneklemede benzersiz QEF. Bu dünyayı değiştirecek, en azından vasiyetlerimizi yazma şeklimizi değiştirecek. Pratik uygulamalara gelince, meta maddeyi keşfetmek ve kullanmak her şeyi değiştirebilir. Metamadde uyduları çok farklı olacak, ancak normal yörünge uydularına benzeyecekler, bu uzay-zamanın dışında bulunsalar bile, kozmosun herhangi bir noktasıyla anında iletişime izin verecekler. Bu, insan ilişkisini sadece birbirleriyle değil, biyolojik veya başka türlü tüm canlılarla sonsuza dek değiştirecektir. Ayrıca insanlık tarihinde ilk kez, bireylerin bir sonraki yaşamına yeniden yerleşme umutlarını etkileyecek, böylece mistisizm ve ideolojiden arındırılmış bir sonraki örneklemenizi vaktinden önce uyarlayacak pratik eylemlerde bulunmaya başlayabiliriz.
İçindekiler
1959 tarihli bir makalesinde, Cornell Üniversitesi fizikçileri Philip Morrison ve Giuseppe Cocconi, radyo sinyalleri aracılığıyla iletişim kurmaya çalışan herhangi bir dünya dışı uygarlığın bunu, en yaygın element olan hidrojen tarafından doğal olarak yayılan 1420 megahertz (21 santimetre) frekans kullanarak yapabileceğini öne sürmüştü. evrende ve bu nedenle muhtemelen teknolojik olarak gelişmiş tüm uygarlıklara aşinadır. [5]
1973'te, ekstragalaktik radyo kaynaklarının kapsamlı bir araştırmasını tamamladıktan sonra, Ohio Eyalet Üniversitesi, şu anda feshedilmiş olan Ohio Eyalet Üniversitesi Radyo Gözlemevi'ni ("Büyük Kulak" lakaplı) dünya dışı zeka için bilimsel araştırma (SETI) için en uzun süredir devam eden programda görevlendirdi. tarihte bu türden. [6] Radyo teleskop, Ohio, Delaware'deki Ohio Wesleyan Üniversitesi kampüsündeki Perkins Gözlemevi'nin yakınında bulunuyordu. [7] [8]
1977'de Ehman SETI projesinde gönüllü olarak çalışıyordu, işi bir IBM 1130 bilgisayarı tarafından işlenen ve satır yazıcı kağıdına kaydedilen büyük miktarda veriyi elle analiz etmeyi içeriyordu. 15 Ağustos 22:16 EDT'de (02:16 UTC) toplanan verileri incelerken, kendisini ve meslektaşlarını hayrete düşüren bir dizi sinyal yoğunluğu ve frekansı değeri tespit etti. [5] Olay daha sonra gözlemevinin yöneticisi tarafından teknik ayrıntılarla belgelendi. [9]
Genellikle radyo sinyalinde kodlanmış bir mesaj olarak yanlış yorumlanan 6EQUJ5 dizisi, aslında sinyalin, deney için benimsenen belirli ölçüm sisteminde ifade edilen zaman içindeki yoğunluk değişimini temsil eder. 10 saniyeden kısa veya 72 saniyeden uzun bir periyodu olan herhangi bir modülasyon tespit edilememesine rağmen, sinyalin kendisi modüle edilmemiş sürekli bir dalga gibi görünüyordu. [10] [11]
Yoğunluk Düzenle
Sinyal yoğunluğu sinyal-gürültü oranı olarak ölçülmüştür ve gürültü (veya taban çizgisi) önceki birkaç dakikanın ortalaması alınmıştır. Sinyal 10 saniye boyunca örneklendi ve ardından 2 saniye süren bilgisayar tarafından işlendi. Bu nedenle, her 12 saniyede bir, her bir frekans kanalı için sonuç, sinyalin standart sapmasının boyutsuz bir katı olarak ifade edilen taban çizgisi eksi 10 saniyelik ortalama yoğunluğu temsil eden tek bir alfanümerik karakter olarak çıktıya çıktı. [12]
Bu özel yoğunluk ölçeğinde, bir boşluk karakteri 0 ile 1 arasında, yani taban çizgisi ile bunun üzerindeki bir standart sapma arasında bir yoğunluğu belirtir. 1'den 9'a kadar olan sayılar, karşılık gelen numaralandırılmış yoğunlukları (1'den 9'a kadar) ifade etti. 10 ve üzeri yoğunluklar bir harfle belirtildi: "A", 10 ila 11 arasındaki yoğunluklara, "B" ila 11 ila 12 arasındaki yoğunluklara karşılık geldi, vb. Vay canına! sinyalin ölçülen en yüksek değeri "U" idi (30 ile 31 arasında bir yoğunluk), yani arka plan gürültüsünün otuz standart sapma üzerinde. [2] [12]
Frekans Düzenleme
Gözlemevinin yöneticisi John Kraus, Carl Sagan için yazdığı 1994 tarihli bir özette 1420.3556 MHz değerini vermiştir. [9] Ancak, Ehman 1998'de 1420.4556 ± 0.005 MHz değerini verdi. [13] Bu, (50 ± 5 kHz) hidrojen hattı değerinin (kırmızıya veya maviye kayma olmadan) 1420.4058 MHz üzerindedir. Maviye kayma nedeniyle ise, kaynağa yaklaşık 10 km/s (6,2 mi/s) Dünya'ya doğru hareket etmesi karşılık gelir.
Ehman'ın değeri ile Kraus'un değeri arasındaki farkın bir açıklaması Ehman'ın makalesinde bulunabilir. İlk yerel osilatör olan bir osilatör, 1450.4056 MHz frekansı için sipariş edildi. Ancak üniversitenin satın alma departmanı sırada yazım hatası yapmış ve 1450.5056 MHz (yani istenenden 0.1 MHz daha yüksek) yazmış. Deneyde kullanılan yazılım daha sonra bu hatayı düzeltmek için yazılmıştır. Ehman, Wow!'un frekansını hesapladığında! sinyali, bu hatayı dikkate aldı. [ kaynak belirtilmeli ]
Bant Genişliği Düzenleme
Vay canına! sinyal dar bantlı bir emisyondu: bant genişliği 10 kHz'den azdı. Big Ear teleskopu, elli adet 10 kHz genişliğindeki kanalı ölçebilen bir alıcı ile donatılmıştı. Her kanalın çıktısı, bilgisayar çıktısında alfasayısal yoğunluk değerlerinin bir sütunu olarak temsil edildi. Vay canına! sinyal esasen bir sütunla sınırlıdır. [13]
Zaman varyasyonu Düzenle
Gözlem sırasında, Big Ear radyo teleskopu yalnızca yükseklik (veya ufkun üzerindeki yükseklik) için ayarlanabilirdi ve gökyüzünü taramak için Dünya'nın dönüşüne güveniyordu. Dünyanın dönüş hızı ve teleskopun gözlem penceresinin uzaysal genişliği göz önüne alındığında, Big Ear herhangi bir noktayı sadece 72 saniye boyunca gözlemleyebilir. [3] Bu nedenle, sürekli bir dünya dışı sinyalin tam olarak 72 saniye boyunca kaydedilmesi beklenir ve bu tür sinyalin kaydedilen yoğunluğu ilk 36 saniye için kademeli bir artış gösterir - gözlem penceresinin merkezinde zirve yapar - ve ardından bir teleskop ondan uzaklaştıkça kademeli olarak azalır. Tüm bu özellikler Vay canına! sinyal. [14] [15]
Gökyüzündeki sinyalin görünüşte ortaya çıktığı kesin konum, Dünya'nın dönüşünü takip ederken her biri biraz farklı yönlerden bir ışın alan iki besleme boynuzu içeren Big Ear teleskopunun tasarımı nedeniyle belirsizdir. Vay canına! sinyal bir ışında algılandı, diğerinde algılanmadı ve veriler, iki boynuzdan hangisinin sinyali aldığını belirlemek imkansız olacak şekilde işlendi. [16] Bu nedenle, sinyalin konumu için iki olası sağ yükseliş (RA) değeri vardır (aşağıda iki ana referans sistemi cinsinden ifade edilmiştir): [17]
|B1950 ekinoksu||J2000 ekinoksu|
|RA (pozitif boynuz)||19 sa 22 m 24.64 s ± 5 s||19 sa 25 m 31 s ± 10 s|
|RA (negatif boynuz)||19 sa 25 m 17.01 s ± 5 s||19 sa 28 m 22 s ± 10 s|
Buna karşılık, sapmanın açık bir şekilde aşağıdaki gibi olduğu belirlendi:
|B1950 ekinoksu||J2000 ekinoksu|
|sapma||−27°03′ ± 20′||−26°57′ ± 20′|
Pozitif boynuz için galaktik koordinatlar ben =11.7°, b =-18.9° ve negatif boynuz için ben =11.9°, b =−19,5°, bu nedenle her ikisi de galaktik düzlemin yaklaşık 19° güneydoğusuna doğru ve galaktik merkezin yaklaşık 24° veya 25° doğusundadır. Söz konusu gökyüzü bölgesi, Yay takımyıldızında, küresel küme M55'in kuzeybatısında, beşinci büyüklükteki yıldız grubu Chi Sagittarii'nin kabaca 2,5 derece güneyinde ve ekliptik düzleminin yaklaşık 3,5 derece güneyinde yer almaktadır. En yakın kolayca görülebilen yıldız Tau Sagittarii'dir. [18]
Herhangi bir yönde anten deseni yaklaşık altı uzak yıldızı kapsamasına rağmen, anten koordinatları içinde yakınlarda güneş benzeri yıldızlar yoktu. [10]
Vay canına'nın kaynağı ve doğası hakkında bir takım hipotezler geliştirilmiştir. sinyal. Hiçbiri yaygın bir kabul görmemiştir. Daha zayıf bir sürekli sinyalin yıldızlararası parıldaması -aslında atmosferik parıldamaya benzer- bir açıklama olabilir, ancak bu, sinyalin kaynağında yapay olma olasılığını dışlamaz. Önemli ölçüde daha hassas Çok Büyük Dizi, sinyali algılamadı ve Çok Büyük Dizinin algılama eşiğinin altındaki bir sinyalin, yıldızlararası parıldama nedeniyle Büyük Kulak tarafından algılanma olasılığı düşüktür. [19] Diğer hipotezler arasında dönen bir deniz feneri benzeri kaynak, frekansta süpürme yapan bir sinyal veya tek seferlik bir patlama yer alır. [17]
Ehman şunları söyledi: "Onu 50 kez aradığımızda tekrar görmeliydik. Bir şey bunun Dünya kaynaklı bir sinyal olduğunu ve bir parça uzay enkazından yansıdığını gösteriyor." [20] Daha sonra, daha fazla araştırma, Dünya kaynaklı bir sinyalin, sinyali yeterince açıklamak için gerçekçi olmayan bazı gereksinimlere bağlı olan uzay kaynaklı bir yansıtıcının gereksinimleri göz önüne alındığında, çok olası olmadığını gösterdikten sonra şüpheciliğini bir şekilde geri çekti. [13] Ayrıca, 1420 MHz sinyalinin Dünya'dan geldiğini önermek sorunludur, çünkü bu korumalı bir spektrum içindedir: karasal vericilerin iletmesinin yasak olduğu astronomik amaçlar için ayrılmış bir bant genişliği. [21] [22] 1997 tarihli bir makalesinde Ehman, kaynağın askeri olabileceği veya başka bir şekilde Dünya'ya bağlı insanların bir ürünü olabileceği olasılığını kabul ederek "yarı geniş verilerden büyük sonuçlar çıkarmaya" direniyor. [23]
METI Başkanı Douglas Vakoch şunları söyledi: Kalıp Welt herhangi bir varsayılan SETI sinyal algılamasının onay için çoğaltılması gerektiğini ve Wow! sinyal, çok az güvenilirliğe sahip olduğu anlamına gelir. [24]
İtibarsız hipotezler
2017'de Florida'dan bir öğretmen olan Antonio Paris, 266P/Christensen ve 335P/Gibbs adlı iki kuyruklu yıldızı çevreleyen ve şimdi gökyüzünün aynı bölgesinde olduğu bilinen hidrojen bulutunun Vay! sinyal. [25] [26] [27] Bu hipotez, orijinal Big Ear araştırma ekibinin üyeleri de dahil olmak üzere gökbilimciler tarafından, adı geçen kuyruklu yıldızlar doğru zamanda ışında olmadıkları için reddedildi. Ayrıca, kuyruklu yıldızlar ilgili frekanslarda güçlü bir şekilde yaymazlar ve bir kuyruklu yıldızın neden bir ışında gözlemlenip diğerinde gözlemlenmediğine dair bir açıklama yoktur. [28] [29] [30]
Ehman ve diğer gökbilimciler tarafından sinyali kurtarmak ve tanımlamak için birkaç girişimde bulunuldu. Sinyalin, teleskopun besleme boynuzlarının her birinde üç dakika arayla gerçekleşmesi bekleniyordu, ancak bu olmadı. [15] Ehman, tespitten sonraki aylarda Big Ear kullanarak nüksleri aramada başarısız oldu. [19]
1987 ve 1989'da Robert H. Gray, Oak Ridge Gözlemevi'nde META dizisini kullanarak olayı aradı, ancak tespit etmedi. [19] [31] [ sayfa gerekli ] Temmuz 1995'te, yaklaşmakta olan Project Argus'ta kullanılacak sinyal algılama yazılımı testinde, SETI Ligi yönetici direktörü H. Paul Shuch, Wow! Green Bank, Batı Virginia'daki Ulusal Radyo Astronomi Gözlemevi'ndeki 12 metrelik bir radyo teleskopu ile sinyalin koordinatları da boş bir sonuç elde ediyor.
1995 ve 1996'da Gray, Big Ear'den önemli ölçüde daha hassas olan Çok Büyük Diziyi kullanarak sinyali tekrar aradı. [19] [31] [ sayfa gerekli ] Gray ve Simon Ellingsen daha sonra 1999'da Tazmanya Üniversitesi'nin Mount Pleasant Radyo Gözlemevi'ndeki 26 metrelik radyo teleskopunu kullanarak olayın tekrarlarını aradılar. [32] Civardaki pozisyonlarda 14 saatlik altı gözlem yapıldı, ancak Vay! sinyal algılandı. [15] [31] [ sayfa gerekli ]
2012 yılında, Vay canına'nın 35. yıldönümünde! Arecibo Gözlemevi, Hipparcos 34511, 33277 ve 43587'ye dijital bir akış gönderdi. [33] İletim, National Geographic Channel tarafından "#ChasingUFOs" hashtag'ini taşıyan yaklaşık 10.000 Twitter mesajından oluşuyordu. kanalın TV dizisi). [34] Sponsor ayrıca çeşitli ünlülerin sözlü mesajlarını içeren bir dizi video skeç içeriyordu. [35]
Herhangi bir dünya dışı alıcının, sinyali başka bir akıllı yaşam formundan kasıtlı bir iletişim olarak tanıma olasılığını artırmak için Arecibo bilim adamları, her bir mesaja tekrar eden bir dizi başlığı eklediler ve iletimi, en güçlü ticari mesajın gücünün yaklaşık 20 katı kadar ışınladılar. Radyo vericisi. [34]
ISEE, Dünya'nın manyetosferinin dinamik özelliklerini ve manyetosferin önündeki güneş rüzgarını incelemeyi amaçlayan üç uydudan oluşan bir NASA/ESA işbirliği programıdır (gezegenler arası ortamın dünyanın yakın çevresiyle etkileşimini ve manyetosfer yay şokunu incelemek için). ve etkileşimin daha iyi bir modelini elde etmek için manyeto-kılıf). Misyonun özel hedefleri şunlardı: 1) 2) 3) 4)
&Boğa Dünya'nın manyetosferinin en dış sınırlarındaki güneş-karasal ilişkileri araştırmak için
&bull, Dünya'nın yakınındaki güneş rüzgarının yapısını ve güneş rüzgarı ile Dünya'nın manyetosferi arasındaki arayüzü oluşturan şok dalgasını ayrıntılı olarak incelemek için
&plazma levhalarında çalışan mekanizmaların hareketlerini ve mekanizmalarını araştırmak için boğa
&bull, 1 AU yakınlarındaki gezegenler arası bölgede kozmik ışınlar ve güneş patlaması emisyonlarının araştırılmasına devam edecek.
ISEE-1 ve ISEE-3 uzay aracı NASA'nın başlıca katkılarıydı, ISEE-2 ise ESA tarafından inşa edildi ve yönetildi. 33 enstitüden manyetosfer topluluğunun çoğunu temsil eden 100'den fazla araştırmacı ISEE misyonuna ve onun 32 aracına katıldı.
Üç uzay aracı, plazmaların, enerjik parçacıkların, dalgaların ve alanların ölçümlerini yapmak için bir dizi tamamlayıcı araç taşıyordu. Böylece görev, önceki IMP (gezegenler arası İzleme Platformu) uzay aracının araştırmalarını genişletti.
Şekil 1: ISEE misyon afişi (resim kredisi: UCLA) 5)
Genel hedefler, Dünya'ya yakın manyetosferi ve sınırlarını gözlemlemek, Dünya'nın yay şoku, manyeto-kılıf ve manyetopoz, kuyruk ve aurora arasındaki etkileşimler ve kuyruktaki parçacık popülasyonları ve akışları gibi birçok olgunun daha iyi anlaşılmasıydı.
ISEE-1 ve ISEE-3 uzay aracı, IMP tasarım modeline dayanmaktadır ve NASA tarafından IMS'ye ana katkıları olarak inşa edilmiştir. ISEE-1 uzay aracı dönüş stabilize edildi, 340 kg (mini uydu) kütleye ve 175 W nominal güce sahipti. 6) 7) 8) 9)
ISEE-1 misyonu ayrıca ISEE-A ve Explorer 56'nın tanımlarına sahiptir.
Şekil 2: Yörüngedeki ISEE-1 uzay aracının sanatçının görünümü (resim kredisi: NASA)
Şekil 3: ISEE-1 uzay aracı konfigürasyonunun çizgi çizimi (resim kredisi: NASA)
Explorer-sınıfı kızı uzay aracı, ISEE-2, anne/kız/günmerkezli misyonun bir parçasıydı (ISEE-1, ISEE-2, ISEE-3). Görevin anne/kız kısmı, aynı oldukça eksantrik jeosantrik yörüngede istasyon tutma kabiliyetine sahip iki uzay aracından (ISEE-1 ve ISEE-2) oluşuyordu.
ISEE-2 mini uydusu, üç adet yerleştirilmiş alet bomlu, dönüşü stabilize edilmiş silindirik bir veriyoluna sahipti. Bazı deneylere uzay aracından gelen paraziti ortadan kaldırmak için katı önlemler izlendi: potansiyel farkı 1 V'a düşürmek için tüm dış kısım iletken hale getirildi, manyetik olmayan malzemelerin kullanımı ISEE'nin DC alanını manyetometrede < 0.25 gama ile sınırlandırdı ve ISEE'nin iç kısmından yayılan elektromanyetik radyasyona katı sınırlar getirildi. 10)
Tutum/yörünge kontrolü: Ekliptik düzleme dik, boylamsal eksen etrafında 20 rpm dönüş stabilize 4 dönüş nozulu, 2 presesyon nozulu, ISEE-1'den ayırma manevraları için de kullanılır Soğuk gaz itici: 10.7 kg, Freon-14. Tutum, iki Dünya albedo ve güneş en boy sensörü tarafından belirlendi.
EPS (Elektrikli Güç Alt Sistemi), bilim yükü için gerekli olan > 100 W (10 yıl sonra 65 W) 27 W güç sağlayan silindirik paneller üzerinde silikon hücreler kullandı. EPS, 2 yıl sonra (tahmin edildiği gibi) başarısız olan bir NiCd pil tarafından desteklendi.
Şekil 4: ESTEC'deki dinamik dinlenme odasındaki ISEE-2 uzay aracının fotoğrafı (resim kredisi: ESA)
ISEE-2 S/C, STAR konsorsiyumuna başkanlık eden Dornier-System GmbH (ana yüklenici) tarafından inşa edildi. ISEE-2 uzay aracı, 3 yıllık bir tasarım ömrü ile 166 kg (27.7 kg bilim yükü) kütle kütlesine sahipti.
RF iletişimi: S-bandı verileri, 8192 bit/s (yüksek) veya 2048 bit/s (düşük) veri hızlarında döndürüldü. Uzay aracı NASA/GSFC'den (Goddard Uzay Uçuş Merkezi) kontrol edildi.
Şekil 5: Cape Canaveral'da ESA'nın ISEE-2'sinin (üstte) NASA'nın ISEE-1 S/C'si ile eşleşmesi (resim kredisi: ESA, NASA)
Başlatmak: ISEE-1 ve ISEE-2, 22 Ekim 1977'de Cape Canaveral'dan son derece eliptik jeosentrik yörüngelere birlikte fırlatıldı (Delta-2914 fırlatma aracı, NASA tarafından ortak fırlatma). Uydular, bir yıl boyunca tüm manyetosfer özelliklerinin iyi bir şekilde kapsanmasını sağlayan her yörünge sırasında manyetosferden ve manyetosfere geçti.
yörünge: 23 R tepe noktasına sahip HEO (Yüksek Eliptik Yörünge)E (137.806 km) ve 1.04 R'lik bir perigeeE (6.600 km), eğim = 28.76º. Her iki uzay aracı da, yılın zamanına bağlı olarak bir yörünge periyodunun 3/4'üne kadar gezegenler arası ortama nüfuz etti.
ISEE-1 ve ISEE-2, Dünya çevresinde yaklaşık 57 saatlik (3441 dakika) periyotlarla neredeyse çakışan yörüngelerdeydiler ve bu yörüngedeki zaman aralıkları ISEE-2'nin manevrası ile değiştirilebilir. Değişken bir mesafeyle (50 -5000 km) ayrılan ve benzer alet tamamlayıcılarına sahip bu iki uzay aracı, hareket halinde olabilen ince sınırlar üzerinde tek bir uzay aracı tarafından yapılan ölçümlerle kaçınılmaz olarak ilişkilendirilen uzay-zaman belirsizliğini kırmayı başardı. yay şoku ve manyetopoz. 11)
ISEE-1 ve ISEE-2 görevlerinin durumu:
&bull Her iki uzay aracı da 26 Eylül 1987'de Dünya atmosferine yeniden girdi - Dünya'nın 1517 yörüngesini tamamladı (yaklaşık 10 yıllık operasyonel ömür sağlandı).
&bull ISEE-1, toplam 13 deneyden oluşan bir deneyin kaybı ve diğer dördünün kısmi kaybından dolayı biraz bozulmuş bir modda çalıştı. Pil, 4 1/2 yıllık hizmetten sonra normal aşınma nedeniyle arızalandı, ancak bu, uzay aracının tam güneş ışığı yörüngesinde olması nedeniyle operasyonları kısıtlamadı.
&bull ISEE-2: Pilinin beklenen kaybı dışında hiçbir ünite başarısız olmadı.
&bull 1987'de ISEE-1 ve -2'nin yeniden girişini takiben, NSSDC'de parçacıklar, alanlar ve dalgalar hakkında ilgi çekici olduğu düşünülen belirli zaman dilimleri hakkında yüksek kaliteli, yüksek zaman çözünürlüklü verilerin arşivlenmesi için özel bir çaba gösterildi. bilimsel topluluk. ISEE-1 için bu özel arşiv dönemleri şunlardır:
1) misyonun ilk yılları (12 Ağustos 1978 - 17 Şubat 1980) 12)
2) ISEE-3'ün Dünya'nın manyeto kuyruğunda olduğu dönem (15 Ekim 1982 - 25 Aralık 1983)
3) "PROMIS" kampanya dönemi (29 Mart 1986 - 16 Haziran 1986).
ISEE-1 ve ISEE-2'nin sensör tamamlayıcısı:
Uluslararası Sun-Earth Explorer Uzay Aracı için enstrümantasyon üzerine özel bir sayı, IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Cilt. GE-16, Temmuz 1978.
ANM/AND (Elektronlar ve amper Protonlar)
PI: K. A. Anderson, UCB, cihaz ISEE-1 ve -2'de uçuyor. Amaçlar: Dünyanın manyetosferinde, manyetopozda, manyetos kılıfında, yay şokunda ve yukarı akış ortamında bulunan değişken enerjili parçacık fenomenlerinin incelenmesi. Geniş bir enerji aralığında ölçüm,
Hem elektronlar hem de protonlar için 1,5 ila 300 keV.
Cihaz UCB'de geliştirildi ve bir çift yüzey bariyerli yarı iletken dedektör teleskopu (biri folyolu ve biri folyosuz) ve dört sabit enerjili elektrik alan parçacık analiz cihazından oluşuyor. Analizörler, elektronları ve protonları 2 ve 6 bin elektron voltta ayrı ayrı ölçmek için kullanılır.
LEPEDEA (Düşük Enerjili Proton ve Elektron Diferansiyel Enerji Analizörü):
PI: Louis A. Frank, Iowa Üniversitesi. Cihaz ayrıca FRM/FRD adıyla bilinir ve ISEE-1 ve ISEE-2'de uçar. Amaç: geniş bir katı açı üzerinde pozitif iyonların ve elektronların yönlü yoğunluklarının incelenmesi. Enerji aralığı: %17 çözünürlükle 63 bantta 1 eV&le E/Q &le 50 keV. 13)
Cihaz, ikisinde (biri protonlar, diğeri elektronlar için) yedi sürekli kanal elektron çarpanı kullanan, dörtgen bir düşük enerjili proton ve elektron diferansiyel enerji analizörüdür (LEPEDEA). 4&pi sr katı açısının %2'si hariç tümü parçacık hızı vektörleri için kapsanmıştır. Dönme eksenine dik 40° tam açılı konik görüş alanına sahip bir GM tüpü de dahil edilmiştir. Bu dedektör, E > 45 keV olan elektronlara ve E > 600 keV olan protonlara karşı hassastı. Alet kütlesi = 5 kg, güç = 5 W.
RUM/RUD (Fluxgate Manyetometre Deneyi):
PI: C.T. Russell, UCLA. RUM/RUD fluxgate manyetometreleri, ISEE-1 ve ISEE-2'de uçtu. Genel amaç, Dünya'nın dinamik plazma ve alan ortamı hakkında nicel bir anlayış elde etmekti. 14)
Anortogonal üçlüdeki üç NOL (Deniz Mühimmat Laboratuvarı) halka çekirdek sensörü, ISEE l'de uzay aracının dış yüzeyinden 3 m ve ISEE 2'de 2 m uzaklıkta, manyetometre bomunun ucundaki bir kanatçık mekanizmasına yerleştirilmiştir. sensörü bir sabit yaylı konumdan 90°'den ikinci bir konuma döndüren bir bimetalik şeridin ısıtılmasıyla çalıştırılır. Bir "sola çevirme" işlemi sırasında, çevirme pozisyonunda başlangıçta dönüş eksenine anti paralel olan sensör, uzay aracı dönüşünün ters yönüne bakmak için dönüş düzlemine döndürülür. Sensör 3, uzay aracı dönüş yönüne bakan dönüş düzleminden, uzay aracı dönüş eksenine paralel olmayan bir yöne döndürülür. Bir çevirme, vakumda oda sıcaklığında yaklaşık 4 dakika sürer ve yaklaşık 5 W gerektirir.
Sensör tertibatının kütlesi, elektronik
3,9 W (normal işlemler)
7,8 W (kapatma işlemleri sırasında)
21 cm x 12 cm x 15 cm (elektronik)
11 cm x 9 cm (çap) sensörler
Tablo 1: Cihaz özellikleri
Şekil 6: RUM/RUD sensör konfigürasyonu (resim kredisi: UCLA)
Hem ISEE l hem de 2 manyetometreleri, fırlatmadan birkaç saat sonra açıldı ve o zamandan beri girişim testi sırasındaki kısa süreler dışında sürekli olarak çalıştı. Tek operasyonel anormallik, ISEE 2 cihazının zeminden komuta edilmeyen birkaç durum değişikliği olmuştur. Her ikisi de ilk iki hafta içinde meydana geldi ve tekrarlamadı. Paletler, her iki uzay aracında da bugüne kadar hiçbir yaşlanma kanıtı olmaksızın toplam 50'den fazla kez olmak üzere her beş günde bir tatbik edildi. 15)
Cihaz, %0.025 doğrulukla iki komuta edilebilir ±256 &gama ve±8192 &gama aralığına sahiptir.
FPE (Hızlı Plazma Deneyi):
PI'ler: S.J. Bame, Los Alamos Scientific Lab, G. Paschmann, MPI Garching. Aynı hızlı plazma deneyi (FPE) sistemleri ISEE-1 ve ISEE-2 uzay aracına yerleştirildi. Üç elektrostatik analizör (90º küresel kesitli) elektron ve proton ölçümleri sağlar. Her cihaz, analiz edilen parçacıkları durdurmak için bölünmüş bir ikincil emitör sistemi kullanır. ISEE-1 ayrıca güneş rüzgar iyonlarını yüksek çözünürlükte ölçmek için bir güneş rüzgar deneyi (SWE) de taşır. SWE, aynı plaka setini kullanan iki adet 150Â küresel kesitli analiz cihazından oluşur. İki kabul fanı, iyon dağılımlarının 3D karakteristiklerinin elde edilebilmesi için birbirine göre eğilir. 16)
WIM/KED (Orta Enerji Parçacıkları Deneyi):
PI: D.J. Williams, JHU/APL, Laurel, MD. Amaç: ISEE-1 ve -2 yörüngeleri boyunca hızlanma, kaynak ve kayıp süreçleri ve sınır ve arayüz fenomeni ile ilişkili orta enerji parçacıklarının fiziksel mekanizmalarını incelemek ve tanımlamak. MEPE (Orta Enerji Parçacıkları Deneyi) 17)
Deney, ISEE-1'deki WIM cihazından (Geniş Açılı Parçacık Spektrometresi ve Ağır İyon Teleskopu) ve ISEE-2'deki KED cihazından (S/C dönüş eksenine göre çeşitli açısal konumlara monte edilmiş beş sensör sistemi) oluşur.
- Protonlar: 20 keV - 2 MeV 8 kanalda, ISEE-1'de 16 kanalda
- Elektronlar: 20 keV - 1.2 MeV 8 kanalda, ISEE-1'de 16 kanalda
- Protonlar: ISEE-2'de 12 kanalda 20 keV - 2 MeV
- Elektronlar: ISEE-2'de 20 keV - 300 keV (90º birim için 1.2 MeV'ye kadar)
GUM/GUD (Plazma Dalga Araştırması):
PI: D. A. Gurnett, Iowa Üniversitesi. GUM/GUD, ISEE-1 ve ISEE-2'de uçmaktadır. Amaç: Dünyanın manyetosferindeki ve güneş rüzgarındaki dalga/parçacık etkileşiminin incelenmesi. ISEE-1 üzerindeki cihaz, elektrik alan ölçümleri için 215 m, 73,5 m ve 0,6 m uzunluğunda üç adet elektrik dipol anteni ve manyetik alan ölçümleri için üç eksenli bir arama bobini anteni kullanır.
ISEE-2 cihazı, 30 m ve 0,6 m uzunluğunda iki elektrik dipol ve manyetik alan ölçümleri için tek eksenli bir arama bobini anteni kullanır. ISEE-2 plazma dalga enstrümantasyonu, 5,62 Hz ila 31,1 kHz frekans aralığını kapsayan 16 kanallı bir spektrum analizöründen ve 2.0 MHz'e kadar seçilen frekans aralıklarında dalga biçimi ölçümleri yapabilen geniş bantlı bir dalga biçimi alıcısından oluşur. 18) 19)
10 - 100 kHz (3 eksen, 16 kanal)
10 Hz - 10 kHz (3 eksen, 12 kanal)
10 kHz - 200 kHz (128 adım), elektrik alan sinyallerinin analizi
Tablo 2: GUM/GUD parametreleri
HEM (VLF Dalga Yayılım Deneyi)
PI: R. A. Helliwell, Stanford Üniversitesi, cihaz ISEE-1'de uçuyor. Amaç: Manyetosferdeki VLF-dalga-parçacık etkileşimlerinin incelenmesi (not: VLF = 10 - 30 kHz aralığında Çok Düşük Frekans). İkinci bir amaç, elektrik enerjisi iletim hattı radyasyonunun manyetosferindeki enerjik parçacıklar üzerindeki etkilerin belirlenmesidir. 20)
Cihaz kurulumu üç ayrı unsurdan oluşur:
- ISEE-1'de bir geniş bant VLF alıcısı
- Antarktika'daki Siple istasyonunda bulunan geniş bantlı bir VLF vericisi
- Antarktika ve Kanada'daki yer istasyonları
IMS (Uluslararası Manyetosferik Çalışma) sırasında, ISEE-1 uzay aracı, uyumlu VLF dalgaları ve enerjik parçacıklar arasındaki etkileşimleri incelemek için VLF dalga enjeksiyon deneylerinin önemli bir bileşeni olmuştur. Tutarlı dalgalar, Siple İstasyonu, Antarktika ve Omega navigasyon ağı gibi yer tabanlı vericiler tarafından manyetosfere enjekte edilir.
EGD (Güneş Rüzgar İyon Deneyi):
PI'ler: E. Egidi, G. Moreno, CNR Frascati, İtalya Cihaz ISEE-2'de uçmaktadır, ayrıca SWE (Solar Wind Ion Experiment) işaretine sahiptir. Amaç: Gezegenler arası plazmanın uzaysal gradyanlarını elde etmek için güneş rüzgarındaki geçici olayların incelenmesi. Cihaz, güneş rüzgarındaki pozitif iyonların akış yönlerini ve enerji spektrumlarını ölçer. Biri yüksek açısal çözünürlüğe, diğeri yüksek enerji çözünürlüğüne odaklanan iki çalışma modu sağlanır. Bu enstrümanın ana ilgi alanı manyetopozdan dışarı doğru ve manyetopause dahil.
Cihaz, iki farklı enerji penceresinde pozitif iyonların ölçümü için iki özdeş yarım küre elektrostatik enerji seçicisine dayanmaktadır.
HPM (DC Elektrik Alan Deneyi):
PI: J. P. Heppner, GSFC cihaz ISEE-1'de uçuyor. Amaç: Aktarım mekanizmalarının (manyetopozdaki kütle, momentum ve enerji), özellikle güçlü elektrik alanları bölgesinin uzaysal kapsamı ve değişkenliği veya bitişik manyetosferik bölgelerde hızlı konveksiyon çalışması.
Cihaz: 8 kanallı spektrum analizörü. Ölçüm aralıkları: 0,1 Hz - 3200 Hz 9 adımda.
ISEE-1'deki çift problu, yüzer potansiyel enstrümantasyonu, yay şokunda, manyetopozda ve manyeto-kılıf, kuyruk plazma tabakası ve plazma küresi boyunca ortam DC elektrik alanının güvenilir doğrudan ölçümlerini üretir. Güneş rüzgarında ve manyetosferin orta enlem bölgelerinde uzay aracı kılıf alanları, düşük plazma akışı koşulları altında ortam alanını gizler, öyle ki, geçerli ölçümler orta derecede yoğun akış dönemleriyle sınırlıdır. İlk sonuçlar şunu gösteriyor: 21)
& boğa a) DC elektrik alanının, öndeki dar bir bölgede kabaca iki kat artırılarak, B, pruva şokunun kenarında arttığını
& boğa b) Güneş altı manyetopozda E'deki büyük değişiklikler için ölçek uzunlukları, manyetopozun manyetik yapısı ile ilişkili ölçek uzunluklarından önemli ölçüde daha kısadır.
&bull c) dış manyetosfer ve iyonosferik seviyeler arasındaki B hizalı E-alanlarının enine dağılımının, manyetosferik alanların rastgele türbülanslı görünümünü ve iyonosferik seviyelerde karşılık gelen zaman-uzay varyasyonlarının eksikliğini hesaba katmak için oldukça karmaşık olması gerektiğini.
HOM (Düşük Enerjili Kozmik Işın Deneyi):
PI: Dieter K. Hovestadt, MPI Garching, Almanya. Cihaz, ISEE-1 ve ISEE-3'te uçmaktadır. Amaç: 2 keV/yük ile 80 MeV/nükleon enerji aralığında ve 75 - 1300 keV arasındaki elektronların elementel bolluklarının, yük durumu kompozisyonunun, enerji spektrumlarının ve açısal dağılımlarının ölçülmesi. Cihaz üç sensör sisteminden oluşur: 22)
- ULECA, enerji aralığı yaklaşık 3 ila 560 keV/şarj olan bir elektrostatik sapma analizörüdür.
- ULEWAT, 0,2 ila 80 MeV/nükleon (Fe) enerji aralığını kapsayan çift dE/dX'e karşı E ince pencereli akış orantısal sayaç/katı hal dedektör teleskopudur.
- ULEZEQ sensörü, bir elektrostatik sapma analizörü ve ince pencereli orantısal bir sayacın birleşiminden oluşur. Enerji aralığı 0,4 MeV/nükleon ila 6 MeV/nükleondur. Amaç: kapana kısılmış radyasyon bölgesinde bileşim verilerinin toplanması.
MOM (Yarı Statik Elektrik Alan Deneyi):
PI: F.S. Mozer, UCB. Cihaz ISEE-1'de uçmaktadır. Hedefler: 23)
- 0.1 - 200mV/m'lik dinamik bir aralıkta yarı statik elektrik alanının incelenmesi
- tüm frekanslarda < 1 µV/m (Hz) 1/2 hassasiyetle <1000 Hz frekanslarında dalga elektrik alanlarının incelenmesi
- plazma yoğunluğu ve sıcaklığının incelenmesi
Tel bomların uçlarına monte edilen ve uydunun dönüş düzleminde 73,5 m ile ayrılan bir çift 8 cm çapında camsı karbon küre arasındaki potansiyel farkının ölçümleri yapılmıştır.
OGM (Hızlı Elektron Spektrometre Deneyi):
PI: K.W. Ogilvie, GSFC. Cihaz ISEE-1'de uçmaktadır. Amaç: Güneş rüzgarı, manyetos kılıf, dış manyetosfer ve yakın kuyruk bölgelerindeki üç boyutlu plazma dağılımının incelenmesi. Cihaz üç enerji aralığı sağlar: 7.5-512 eV, 11-2062 eV ve 109-7285 eV. Altı silindirik elektrostatik analiz cihazının her birinin çıkışında iki kanallı elektron çoğaltıcı kullanılır. İki sensörün ve bir veri işleme biriminin toplam kütlesi 4,9 kg ve güç tüketimi 3,5 W'dir. İki yüz bilgi bit/s telemetri hızı gereklidir. 24) 25)
SHM (İyon Bileşimi Deneyi):
PI: R.D. Sharp, Lockheed, Palo Alto, CA. Cihaz ISEE-1'de uçmaktadır. Amaç: Sıcak manyetosferik plazmanın bileşiminin incelenmesi. Manyetosferin çeşitli rejimlerinde plazmaların kökenini belirlemek ve kütle ve yüke bağlı ivme, taşıma ve kaybı belirlemek için halka akımı, plazma tabakası, plazma küresi, manyetos kılıfı ve güneş rüzgarının iyon bileşimi süreçler. 26)
Cihaz, bağımsız olarak çalıştırılabilen iki iyon kütle spektrometresinden oluşur. Spektrometreler, ISEE¿1 dönüş düzleminin 5º yukarısını ve 5º aşağısını gösterir. Ölçüm aralıkları: 1 AMU ila >150 AMU, her bir şarj aralığını kapsayan 32 enerji kanalının her birinde 64 kanalda 0 ila 0 ila 150 AMU
ISEE-3 / ICE (Uluslararası Cometary Explorer) görevi
ISEE-3 uzay aracı, manyetometre ve plazma dalgası sensörleri için iki adet 3 m'lik bom ve radyo ve plazma dalgası çalışmaları için dört adet 49 m'lik tel antene sahipti. Tambur şeklindeki uzay aracı, 20 rpm'lik bir nominal dönüş hızı ile dönüş stabilize edildi. Bir çift güneş sensörü, bir tutum bilgisi sağladı.
0.1º. Duruş ve &DeltaV manevraları için hidrazin tahrik sistemi kullanıldı. 12 itici, dört radyal, dört dönüş değiştirme, iki üst eksen ve iki alt eksen vardır. Sekiz konosferik tank, fırlatma sırasında 89 kg hidrazin taşıyordu ve bu da yaklaşık 430 m/s toplam &DeltaV kapasitesi sağlıyordu. Bir kurtuluş noktası görevi daha önce hiç uçulmadığından, bu büyük kapasite, fiili istasyon tutma maliyetlerinin teorik modellerin tahmin edilenden daha yüksek olması durumunda bir marj sağladı. 27) 28) 29) 30)
Uzay aracı boyutu: 1.77 m çap, yükseklik = 1.58 m. ISEE-3 uzay aracının fırlatma kütlesi 479 kg (89 kg hidrazin dahil) ve 173 W güç idi.
RF iletişimi: İletişim S-bandında sağlanır.
Şekil 7: Yörüngedeki ISEE-3 uzay aracının sanatçının görünümü (resim kredisi: NASA)
Şekil 8: GSFC'de test ve entegrasyon sırasında ISEE-3 uzay aracının fotoğrafı (resim kredisi: NASA)
Şekil 9: Uçuş konfigürasyonunda ISEE-3 uzay aracı (resim kredisi: JHU/APL)
Başlatmak: ISEE-3, 12 Ağustos 1978'de Cape Canaveral'dan fırlatıldı ve ardından, Dünya ile Güneş arasında yukarı akışta yaklaşık 240 dünya yarıçapı (Re) bulunan serbest bırakma noktası etrafında bir "kota yörüngesine" yerleştirildi.
yörünge: ISEE-3 ilk olarak Lagrange Noktası L1 çevresinde bir hale yörüngesine yerleştirildi.
240 Dünya yarıçapı, Re) Dünya'dan güneşe doğru. L1'de uzay aracı, her yıl boyunca Güneş'in etrafında Dünya ile birlikte döndü.
ISEE-3, yörüngesini mümkün olduğu kadar nominal bir hale yörüngesine yakın tutmak için sıkı kontrol tekniğini kullandı. Bir Güneş-Dünya kurtuluş noktasının yörüngesinde dönen ilk görev olan bu görev, yeni yörüngeye yerleştirme ve bakımında belirsizliklere izin vermek için büyük bir yakıt kaynağı lüksüne sahipti. Halo yörüngeye yerleştirme sırasında karşılaşılan nispeten küçük hatalar, özellikle istasyon tutmak için kullanılabilecek büyük miktarda yakıt bıraktı. ISEE-3'ün L1 noktasında kurulduğu dört yıl boyunca, manevra başına ortalama 2,00 m/sn'de toplam 30,06 m/sn'lik 15 SK (İstasyon Tutma) manevrası yapıldı. Manevralar arasındaki süre ortalama 82 gündü.
Dünya-Ay-Güneş sistemi, uzay aracını çeşitli görev aşamalarında manevra yapmak için bir mancınık olarak kullanıldı (Şekil 11 ve 12).
Şekil 10: Güneş-Dünya L1 noktası etrafındaki ISEE-3 hale yörüngesinin izometrik görünümü (görüntü kaynağı: JHU/APL, Ref. 29)
ISEE-3 / ICE görev kronolojisi ve durumu:
&bull ISEE-3'ün orijinal görevi: ISEE-3 Güneş-Dünya L1 noktası etrafında bir hale yörüngesine yerleştirilen ilk yapay nesne, yerçekimi alanları arasında böyle bir süspansiyonun mümkün olduğunu kanıtladı. - Bu noktadan geçen plazma, yaklaşık 1 saat sonra Dünya'ya gelir ve burada ISEE-1 ve ISEE-2'deki aletlerle gözlemlenebilecek değişikliklere neden olabilir (Ref. 29).
&bull Haziran 1982'de, orijinal görevini tamamladıktan sonra ISEE-3, misyonunun manyetokuyruk ve kuyruklu yıldızla karşılaşma aşamalarına başladı. Şu anda, uzay aracının adı değiştirildi. BUZ (Uluslararası Cometary Explorer) 2.d görev süresi için.
- 10 Haziran 1982'de uzay aracını L1 noktası etrafındaki hale yörüngesinden çıkarmak ve Dünya ile L2 (manyetokuyruk) Lagrange serbest bırakma noktası arasındaki bir dizi geçişi içeren bir transfer yörüngesine yerleştirmek için bir manevra yapıldı.- 1983 yılının Mart, Nisan, Eylül ve Ekim aylarındaki ay uçuşlarının yerçekimi yardımıyla Dünya'nın manyeto kuyruğundan birkaç geçişten sonra, 22 Aralık 1983'te son bir yakın ay uçuşu (ay yüzeyinden 119.4 km) uzay aracını fırlattı. Dünya-Ay sistemi ve bir güneş merkezli yörünge Dünya'nın önünde, Giacobini-Zinner Kuyruklu Yıldızı'nı kesen bir yörüngede.
- Halo yörüngeden Dünya-Ay sisteminden bir güneş merkezli yörüngeye bir kaçış yörüngesine geçişi gerçekleştirmek için toplam on beş itici manevra (dördü planlandı) ve beş ay uçuşu gerekliydi.
Şekil 11: Halo yörüngeden jeomanyetik kuyruğa ISEE-3 uzay aracı yörüngesine genel bakış
&bull Birincil bilimsel amacı BUZ (International Cometary Explorer) misyonu, güneş rüzgarı ve bir kuyruklu yıldız atmosferi arasındaki etkileşimi incelemekti. Planlandığı gibi, uzay aracı plazma kuyruğunu geçti. Kuyruklu Yıldız Giacobini-Zinner 11 Eylül 1985'te parçacıklar, alanlar ve dalgaların yerinde ölçümleri yapıldı. Bir uzay aracı tarafından şimdiye kadarki ilk kuyruklu yıldız karşılaşmasını temsil etti. 31) 32)
&bull ICE ayrıca Güneş ve Halley kuyruklu yıldızı Mart 1986'nın sonlarında, diğer uzay araçları (Giotto, Planet-A, MS-T5, VEGA) da Mart ayı başlarında kuyruklu yıldız buluşma görevlerinde Comet Halley'nin yakınındayken. ICE, iki kuyruklu yıldızı doğrudan araştıran ilk uzay aracı oldu.
Ocak 1990 itibariyle, ICE 1,03 AU'luk bir günötesi, 0,93 AU'luk bir günberi ve 0,1 ve ordm'lik bir eğim ile 355 günlük bir güneş merkezli yörüngedeydi. Bu, onu Ağustos 2014'te Dünya-Ay sisteminin çevresine geri getirecek.
&bull Genişletilmiş bir ICE görevi, 1991 yılında, koronal kütle fırlatmalarının sürekli araştırılması, devam eden kozmik ışın çalışmaları ve Ulysses ile koordineli gözlemler için NASA tarafından onaylandı.
&bull 5 Mayıs 1997'de NASA, ICE görevini sonlandırdı ve yalnızca bir taşıyıcı sinyali çalışır durumdayken sondanın devre dışı bırakılması emrini verdi.
&bull 1999'da NASA, taşıyıcı sinyalini doğrulamak için kısa bir temas kurdu.
&bull 18 Eylül 2008'de NASA, Derin Uzay Ağı'nı kullanarak ICE'yi başarıyla buldu ve yeniden etkinleştirdi. Bir durum kontrolü, 13 deneyinden biri dışında hepsinin hala çalıştığını ve hala 150 m/s & DeltaV için yeterli itici gaza sahip olduğunu ortaya çıkardı. NASA bilim adamları, 2017 veya 2018'de ek kuyruklu yıldızları gözlemlemek için sondayı yeniden kullanmayı düşünüyorlar. 33)
ISEE-3 görevi, uzay fiziği (özellikle yukarı akış güneş rüzgarı) ölçümleri için Sun-Earth L1 noktası etrafındaki bir yörüngenin faydasını kanıtladı. Güneş-Dünya L2 noktasıyla ilgili yörüngeler, jeomanyetik kuyruğu ölçmek için kullanılabilir, ancak ISEE-3 zaten çift-ay salınımlı yörüngelerin bu amaç için daha iyi olduğunu gösterdi. Ancak, 1980'lerin sonlarında, birçok görev planlayıcısı, astronomik gözlemler için Güneş-Dünya L2 noktasının yakınındaki yörüngelerin değerini öğrendi. Oradaki bir uydu, Güneş'ten, Dünya'dan veya Ay'dan herhangi bir müdahale olmaksızın gökyüzünün yarısından fazlasının engelsiz bir görüşüne sahip olacak ve bunların tümü Güneş'in yönünün yaklaşık 15º'sinde kalacaktır. Uzay aracının geometrisi ve yapısı, çok düşük sıcaklıklara pasif soğutmaya izin vereceğinden, Güneş'e dönük güneş pili panelleri bilimsel enstrümanları gölgeleyebileceğinden, özellikle kızılötesi gözlemler faydalı olacaktır. L2 civarındaki küçük genlikli bir Lissajous yörüngesi, periyodik bir hale yörüngesinin gerektirdiği büyük genlikli yörüngeden daha iyi olacaktır (Ref. 29).
Robert Farquhar liderliğindeki bir ekip de dahil olmak üzere NASA bilim adamları, 2017 veya 2018'de ek kuyruklu yıldız karşılaşmalarına yönlendirmek de dahil olmak üzere ICE'nin geleceği için çeşitli seçenekler düşünüyor. Bir kez daha sürüklenmeden önce bu sağlam, yeniden kullanılan uzay aracı için başka görevler de mümkün gezegenler arası uzaya geri döner ve ardından 2040'larda bir zamanda Dünya'nın çevresine geri döner (Ref. 30).
Şekil 12: ISEE-3 (sarı, kırmızı) ve ICE misyonlarının (yeşil, mavi) çeşitli yörünge aşamalarına ilişkin sanatçının görünümü, görsel kaynak: NASA 34)
ISEE-3'ün sensör tamamlayıcısı:
ISEE-3 yükü, hem ABD hem de Avrupa grupları tarafından sağlanan 13 araçtan oluşuyordu.
ANH (X-Işınları ve Elektronlar Aleti):
PI: K.A. Anderson, UCB (Kaliforniya Üniversitesi, Berkeley). Bu alet, bir uydu üzerinde yüksek saflıkta bir germanyum dedektörünün ilk başarılı uçuşunu temsil ediyordu. Gama ışını patlamalarının spektral özelliklerinin ölçümünde, daha önce uçan herhangi bir detektörden daha büyük bir gelişme sağladı. 35)
- Güneş patlaması X-ışını patlamalarının ve geçici kozmik gama-ışını patlamalarının ölçümü. Orantılı bir sayaç ve sintilasyon dedektörü, 5 - 228 keV arasındaki enerji aralığını kapsar.
- Elektronların ölçümü
Yüksek enerji ve açısal çözünürlüğe sahip 1MeV. (Güneş rüzgarı ve galaktik kozmik ışınlar arasındaki enerji aralığında gezegenler arası ve güneş elektronlarının incelenmesi).
BAH (Güneş Rüzgarı Plazma Deneyi):
PI: S.J. Bame, Los Alamos Bilimsel Laboratuvarı. İki elektrostatik analiz cihazı (135º küresel kesitli) elektron ve iyon ölçümleri sağlar. Her cihaz, analiz edilen parçacıkları durdurmak için bölünmüş bir ikincil emitör sistemi kullanır.
HKH (Yüksek Enerjili Kozmik Işın Deneyi):
PI: H. H. Heckman, UCB. H'den F'ye gelen kozmik ışın çekirdeklerinin yükünü ve kütlesini belirlemek için çok dedektörlü kozmik ışın deneyie türler (20 ila 500 MeV/nükleon arası enerji aralıklarında).
HOH (Düşük Enerjili Kozmik Işın Deneyi):
PI: D. Hovestadt, MPI Garching, Almanya. Amaç: Güneş, gezegenler arası ve manyetosferik hızlandırılmış ve hapsolmuş parçacıkların nükleer ve iyonik bileşiminin incelenmesi. 2 keV/yük ile 80 MeV/nükleon enerji aralığında ve 75 - 1300 keV arasındaki elektronların elementel bolluklarının, yük durumu kompozisyonunun, enerji spektrumlarının ve açısal dağılımlarının ölçümü.
DFH (Düşük Enerji Proton Deneyi):
PI: R.J. Hynds, Imperial College, Londra. Amaç: Dünyanın yakınında ölçülen parçacık akışlarını üst koronadaki akışlarla ilişkilendirmek için bir güneş patlamasından düşük enerjili protonların incelenmesi (koronal kontrolün brüt ölçeğinin araştırılması). 35-1600 keV enerji aralığında düşük enerjili protonları ölçmek için DFH deneyi. Enstrüman Imperial College, ESA Uzay Bilimleri Departmanı ve Utrecht Uzay Araştırmaları Enstitüsü tarafından tasarlandı ve üretildi. 36) 37) 38)
Not: DFH aynı zamanda şu şekilde de bilinir: EPAS (Enerjetik Parçacık Anizotropi Spektrometresi). EPAS, uzay aracının gövdesine monte edilmiş ve uzay aracı dönüş eksenine dik tutulan 30º (Teleskop 1), 60º (Teleskop 2) ve 135º (Teleskop 3) eğimli üç özdeş yarı iletken parçacık teleskop sisteminden oluşur. ekliptik düzlem (1º içinde). Uzay aracı dönüş periyodu 3.04 s'dir. Her teleskopun konik görüş alanı 16º yarım koni açısı ve 0.05 cm 2 sr geometrik faktörü vardır. 39)
Teleskoplar iyonları ("süpürge" mıknatıslar tarafından dışlanan elektronlar) algılar ve toplam kinetik enerjilerini (kütlelerini değil) her biri iki silikon yüzey bariyer detektörü yığını kullanarak ölçer. Ön dedektör (A) 33 mikrom kalınlığında, ikinci (B) ise 150 mikrom kalınlığındadır. Parçacık sayıları, çakışma karşıtı (A değil B) ile tanımlanır, yani iyonlar tüm enerjilerini A dedektöründe biriktirir ve B dedektörünü engellemez ve tetiklemez. A dedektöründe üretilen sinyalin genliği, silikonda biriken enerjiye ve dolayısıyla gelen iyon enerjisine bağlıdır. Bu sinyal, E1'den E8'e kadar 8 birincil enerji kanalını tanımlayan darbe yüksekliği ayırıcılarına beslenir.
Ek olarak, başka bir kanal olan E0, cihazın termal gürültüsünü izler ancak iyon akışı yeterince yüksekse, arka planın üzerindeki iyonları kaydedebilir. Birincil enerji kanallarının hiçbirinde arka plan gürültüsü sayım hızı düzeltmesi gerekli değildir, yani kaydedilen sayımlar gerçek parçacık sayılarıdır. Kanal enerji aralıkları biraz iyon kütlesine bağlıdır. Bu, esas olarak, iyonlar A dedektörünün ön yüzeyindeki ince bir altın elektrottan geçtiğinde kütleye bağlı enerji kayıplarından kaynaklanmaktadır.
Şekil 13: ISEE-3'teki Düşük Enerji Parçacıklı Teleskop Sistemi (resim kredisi: Imperial College, Londra)
MEH (Kozmik Işın Elektronları ve Çekirdekleri):
PI: P. Meyer, Chicago Üniversitesi). Amaç: Kozmik ışın elektronlarının ve çekirdeklerinin uzun ve kısa vadeli değişkenliğinin incelenmesi. 5-400 MeV aralığındaki kozmik elektronların enerji spektrumunun ölçümü. Ayrıca, demir grubundaki protonlardan (30 MeV/n'den 15 GeV/n'ye kadar enerjiler) enerji spektrumlarının ve çekirdeklerin nispi bolluklarının belirlenmesi. 40)
OGH (Plazma Bileşimi Deneyi):
PI: Keith W. Ogilvie, NASA/GSFC. Amaç: Güneş rüzgarı hızlanma bölgesinin dinamikleri ve enerjilerinin incelenmesi. Güneş rüzgarının iyonik bileşiminin ölçümü için iyon kütle spektrometresi.
SCH (Plazma Dalga Enstrümanı):
PI: F.L. Eşarp, TRW, Los Angeles. Amaç: 1 Hz ila 100 kHz tayf aralığında gezegenler arası dalga-parçacık etkileşimlerinin incelenmesi. Uzun bomlarda (90 m uçtan uca) manyetik alan ve elektrik alan bileşenlerinin ölçümleri. Manyetik alan seviyeleri: 8 kanal, 60 dB aralığı, 20 Hz - 1 kHz. Elektrik alan seviyeleri: 16 kanal, 80 dB aralığı, 20 Hz - 100 kHz.
SBH (Radyo Haritalama Deneyi):
PI: J. L. Steinberg, Meudon Gözlemevi, Paris. Amaçlar: a) ISEE-1 ve -2 (yay şoku, manyetopoz, nötr levha) üzerinde eş zamanlı ölçümlerle bağlantılı olarak güneş rüzgarı akışını ve manyetik alanın bozulmalarını izlemek ve b) parçacık akışlarının ve şok dalgalarının yayılım çalışmaları güneş rüzgarı (manyetik alanın büyük ölçekli yapısı).
Biri dönüş düzleminde (90 m uçtan uca) ve diğeri dönüş ekseni boyunca (15 m uçtan uca) iki dipol anten kullanılarak doğal radyo kaynaklarının gezegenler arası sintilasyonunun ölçümü. Bu antenlerin her biri iki radyometre (10 kHz bant genişliği ve 3 kHz bant genişliği) çalıştırır.
SMH (Helyum Vektör Manyetometresi):
PI: E.J. Smith, JPL. Amaç: 1 AU'ya yakın gezegenler arası manyetik alanın sürekli gözlemi (yapı, yön, kutupsallık kuzey-güney bileşeni, büyüklük, dinamik fenomen). Boma monteli manyetometre sensörü (3 m) aşağıdaki özelliklere sahiptir: 41)
- frekans yanıtı: S/C dönüş eksenine paralel dalgalanmaları ölçmek için üç bant (0.1 - 1, 1 - 3 ve 3 - 10 Hz) içinde 0 - 3 Hz.
STH (Ağır İzotop Spektrometre Teleskobu, HIST):
PI: E.C. Stone, CIT (California Institute of Technology). Amaç: Li'den Ni'ye kadar olan elementler için güneş, galaktik ve gezegenler arası kozmik ışın çekirdeklerinin izotopik bileşiminin ve enerjisinin ölçümü.
5 ila 250 MeV/nükleon. Yük, izotop ve enerji aralığı: Z 3 - 28 (Li - Ni) A 6 - 64 (6 Li - 64 Ni). Kütle çözünürlüğü: Li 0.065 - 0.83 proton kütlesi Fe 0.18 - -0.22 proton kütlesi. 42) 43)
HIST cihazı, katı hal dedektörlerinden ve ilgili sinyal işleme elektroniklerinden oluşan bir teleskoptan oluşur. Teleskop, dereceli kalınlıklarda 11 silikon katı hal dedektöründen oluşur. Öndeki iki dedektör (M1 ve M2), teleskopa giren tek tek parçacıkların yörüngelerini ölçen iki boyutlu konuma duyarlı dedektörlerdir. Bu yörünge bilgisinin kullanılması, yörünge ölçme kabiliyetine sahip olmayan benzer açılma açılarına sahip teleskoplara kıyasla kütle çözünürlüğünde önemli bir gelişme ile sonuçlanır.
Şekil 14: Güneş izotop spektrometresinin fotoğrafı (resim kredisi: NASA/JPL)
TYH (Orta Enerjili Kozmik Işın Deneyi):
PI: Tycho T. von Rosenvinge, NASA/GSFC. Amaç: nükleer enerjili parçacıkların yük bileşiminin enerji aralıkları boyunca ölçülmesi
1 - 500 MeV/ nükleon ve Z=1'den Z=28'e yükler.
Deney iki teleskoptan oluşuyor. Bu iki teleskopun kapsadığı birleşik yük, kütle ve enerji aralıkları aşağıdaki gibidir: 44)
- Enerji spektrumunun çekirdek yükü: Z = 1-30, enerji aralığı 1-500 MeV/nükleon
- İzotoplar: Z=1, &DeltaM=1, 4-70 MeV/n'den Z=2, &DeltaM=1 1-70 MeV/n'den Z=3-7, &DeltaM=1 30-140 MeV/n'den
- Anizotropiler: Z=1-26 (Z=1,2 için 1-150 MeV/n) Elektronlar: 2-10 MeV.
3) KW Ogilvie, T. von Rosenvinge, AC Durney, &ldquoInternational Sun Earth Explorer - A üç uzay aracı programı,&rdquo Science, 198, No. 4313, pp. 131-138, Ekim 1977, DOI: 10.1126/science.198.4313. 131
4) K.W. Ogilvie, et al., &ldquoInternational Sun-Earth Explorer: A Three-Spacecraft Program,&rdquo Science, Cilt. 198, No. 4313, 14 Ekim 1977, s. 131-138
8) AC Durney, KW Ogilvie, &ldquoIntroduction to the ISEE Mission (özel sayılarda yayınlanan makale: Advances in Magnetospheric Physics with GEOS-1 ve ISEE - 1 ve 2)&rdquo Space Science Reviews, Cilt 22, Sayı 6, Aralık 1978, s. 679, DOI: 10.1007/BF00212618
12) B.M. Walsh, T.A. Fritz, N.M. Lender, J. Chen, K.E. Whitaker, &ldquoEnergetic parçacıklar ISEE-1 ve ISEE-2 tarafından 29 Eylül 1978'de bir doruk diyamagnetik boşlukta gözlemlendi,&rdquo Annales Geophysicae, Cilt. 25, 2007, pp.2633-2640, URL: http://www.ann-geophys.net/25/2633/2007/angeo-25-2633-2007.pdf
13) &ldquoUluslararası Güneş-Dünya Gezgini (ISEE) 1 ve 2 LEPEDEA Gözlemleri,&rdquo URL: http://www-pi.physics.uiowa.edu/www/lep/
14) C. T. Russell, &ldquoThe ISEE 1 ve 2 Fluxgate Magnetometers,&rdquo Transactions on Geoscience Electronics, Cilt. GE-16, No 3, Temmuz 1978, ayrıca URL'de: http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/ISEE_fluxgate/
15) X.M. Zhu, M.G. Kivelson, R.J. Walker, C.T. Russell, M.F. Thomsen, D.J. McComas, &ldquoAn ISEE-1/2 uzay aracı çalışması, olağandışı bir akış transferi olayı,&rdquo Advances in Space Research, Cilt. 8, No 9-10, pp. (9)259-(9)262, 1988, URL: http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/isee1-2_event.pdf
16) SJ Bame, JR Asbridge, HE Felthauser, JP Glore, G.. Paschmann, P. Hemmerich, K. Lehmann, H. Rosenbauer, &ldquoSEE-1 ve ISEE-2 Fast Plasma Experiment ve ISEE-1 Solar Wind Experiment, &rdquo Yerbilimleri Elektronik İşlemleri, Cilt. 16, Sayı 3, Temmuz 1978, s. 216-220
17) D.J. Williams, E.. Keppler, T.A. Fritz, B. Wilken, G. Wibberenz, &ldquoThe ISEE 1 ve 2 Medium Energy Particles Experiment,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Cilt. GE-16, No 3, sayfa 270-280, Temmuz 1978.
18) D.A. Gurnett, F.L. Scarf, R.W. Fredricks, E.J. Smith, IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Cilt. GE-16, Sayı 3, Temmuz 1978 s.:225 - 230
19) D. A. Gurnett, R. R. Anderson, F. L. Scarf, R. W. Fredricks, E. J. Smith, &ldquoISEE-1 ve -2 plazma dalgası araştırmasından ilk sonuçlar,&rdquo Space Science Reviews, Cilt 23, Sayı 1, Mart 1979, s. 103-122
20) TF Bell, US Inan, RA Helliwell, &ldquoISEE-1 Uydu Gözlemleri VLF Sinyalleri ve Siple İstasyon Vericisinden kaynaklanan ilişkili tetiklenmiş emisyonlar,&rdquo NIPR (Ulusal Kutup Araştırmaları Enstitüsü), 1980, URL: http://vlf.stanford .edu/sites/default/files/yayınlar/236.pdf
21) J. P. Heppner, N. C. Maynard, T. L. Aggson, &ldquoISEE-1 elektrik alanı ölçümlerinden erken sonuçlar,&rdquo Space Science Reviews, Cilt 22, Sayı 6, Aralık 1978, s.777-789
22) D. Hovestadt, G. Gloeckler, CY Fan, LA Fisk, FM Ipavich, B. Klecker, Oapos, JJ Gallagher, M. Scholer, H. Arbinger, J. Cain, H. Hofner, E. Kunneth, P. Laeverenz, E. Tums, &ldquoThe Nuclear and Ionic Charge Distribution Particle Experiments on the ISEE-1 ve ISEE-C Spacecraft,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Cilt. 16, Sayı 3, Temmuz 1978, s. 166-175
23) F.S. Mozer, R.B. Torbert, U.V. Fahleson, C.G. Falthammar, A. Gonfalone,A. Pedersen, &ldquoISEE-1 Uzay Aracında Küresel Çift Sondalı Yarı Statik ve Düşük Frekanslı Elektrik Alanlarının Ölçümleri,&rdquo IEEE İşlemleri Yerbilimleri Elektroniği, Cilt. 16, Sayı 3, Temmuz 1978, s. 258-261
24) K.W. Ogilvie, J.D. Scudder, H. Doong, &ldquoThe Electron Spectrometer Experiment on ISEE-1,&rdquo IEEE Transaction on Geoscience Electronics, Cilt. 16, Sayı 3, Temmuz 1978, s. 261-265
25) K. W. Ogilvie, J. D. Scudder, &ldquoISEE-1 üzerindeki altı eksenli elektron spektrometresinden ilk sonuçlar,&rdquo Space Science Reviews, Cilt. 23, Sayı 1, Mart 1979, s. 123-133
26) M.A. Coplan, K.W. Ogilvie, P.A. Bochsler, J. Geiss, &ldquoIon Composition Experiment,&rdquo IEEE Transaction on Geoscience Electronics, Cilt. 16, Sayı 3, Temmuz 1978, s. 185-191
28) Robert W. Farquhar, &ldquoThe Flight of ISEE-3/ICE: Origins, Mission History, and a Legacy,&rdquo The Journal of the Astronautical Sciences, ISSN 0021-9142, Cilt. 49, Sayı 1, Ocak-Mart 2001, s. 23-73 ve daha önce AIAA/AAS Astrodinamik Konferansı'nda sunuldu, Boston, Massachusetts, 11 Ağustos 1998 (AIAA makalesi 98-4464).
30) Andrew J. LePage, &ldquoThe ICE misyonu: ilk kuyruklu yıldız karşılaşması,&rdquo The Space Review, 20 Eylül 2010, URL: http://www.thespacereview.com/article/1697/1
31) Robert Farquhar, Daniel Muhonen, Leonard C. Church, &ldquoTrajectories and orbital manevralar for the ISEE-3/ICE Comet Mission,&rdquo American Institute of Aeronautics and Astronautics and American Astronautical Society, Astrodynamics Conference, Seattle, WA, 20-22 Ağustos ,1984., kağıt: AIAA-1984-1976
35) K.A. Anderson, S.R. Kane, J.H. Primbsch, R.H. Weitzmann, W.D. Evans, R.W. Klebesadel, W.P. Aiello, &ldquoX-ray spektrometre deneyi ISEE-C (heliocentric) uzay aracı,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, GE-16, Sayı 3, Temmuz 1978, s. 157
36) A. Balogh, R.J. Hynds, J.J. van Rooijen, G.A. Stevens, T.R. Sanderson, K.P. Wenzel, &ldquoEnergetic Particles in the Heliosphere - Results from the ISEE-3 Spacecraft,&rdquo ESA Bulletin 27, 1981, pp. 4-12
37) A. Balogh, G. Van Dijen, J. Van Genechten, J. Henrion, R. Hynds, G. Korfmann, T. Iversen, J. Van Rooijen, T. Sanderson, G. Stevens, KP Wenzel, &ldquoThe Low ISEE-C'de Enerji Proton Deneyi,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Cilt. GE-16, Sayı 3, Temmuz 1978, s. 176-180
40) P. Meyer, P. Evenson, &ldquoUniversity of Chicago kozmik ışın elektronları ve çekirdekleri H uzay aracı üzerinde deney,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, GE-16, No. 3, Temmuz 1978., s.180-185
41) A.M.A. Frandsen, B. V. Connor, J. Van Amersfoort, E. J. Smith, &ldquoThe ISEE-C Vector Helyum Magnetometer,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, GE-16, No. 3, Temmuz 1978., s. 195-198
42) Edward C. Stone, Richard A. Mewaldt, &ldquoResearch to the ağır izotop spektrometre teleskop deneyi,&rdquo Final Report, 1 Aralık 1985 - 30 Kasım 1992, California Institute of Technology, Pasadena, Division of Physics, Mathematics ve Astronomi
43) W.E. Althouse, A.C. Cummings, T.L. Garrard, R.A. Mewaldt, E.C. Stone, R.E. Vogt, &ldquoA kozmik ışın izotop spektrometresi,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Cilt. 16, Sayı 3, Temmuz 1978, s.204
44) T.T. von Rosenvinge, F.B. McDonald, J.H. Trainor, M.A.I. Van Hollebeke, I.A.Fisk, &ldquo The Medium Energy Cosmic Ray Experiment for ISEE-C,&rdquo IEEE Transactions on Geoscience Electronics, Cilt. GE-16, No. 3, Temmuz 1978, s. 208-212
Bu makalede derlenen ve düzenlenen bilgiler tarafından sağlanmıştır. Herbert J. Kramer, 2002 yılında 4. baskının yayınlanmasından sonra, &rdquoObservation of the Earth and Its Environment: Survey of Missions and Sensors&rdquo (Springer Verlag) ve diğer birçok kaynakla ilgili dokümantasyonundan. - Bu makaleye yapılan yorumlar ve düzeltmeler daha fazla güncelleme için her zaman hoş geldiniz.
2 Yöntemler ve EnstrümantasyonFaz sintilasyonu, auroral bölgede manyetik alana dik yönlendirilmiş olan faz ekran düzlemlerinden (Chartier ve diğerleri, 2016 Rino, 1979a, 1979b) çıkan farklı dalga cephesi fazlar arasındaki girişim olarak modellenebilir (Chartier ve diğerleri. , 2016 ). Plazma yoğunluğu bozulmaları, ilk Fresnel yarıçapından daha büyük bir uzunluk ölçeğine sahiptir. , böylece kırılmadan çıkan dalga cephesi desenleri üretir (örneğin, Forte ve diğerleri, 2017 Kintner ve diğerleri, 2007). ΔΦ sinyal fazındaki dalgalanmalar, alıcının doğrudan bir ölçümüdür ve bir plazmadaki entegre elektron yoğunluğundaki değişikliklerle orantılıdır. Plazma tarafından indüklenen faz değişimleri şu şekilde tanımlanır: (1) nerede S bir elektronun yüküdür, f radyo frekansı, me bir elektronun kütlesidir, c ışık hızıdır ve toplam elektron içeriği (TEC) olarak adlandırılan radyo bağlantısı boyunca entegre elektron yoğunluğudur. Faz değişimi, yayılma hızına (faz ve grup) karşılık gelen negatif (ileri) veya pozitif (gecikme) olur. (2) TEC birimlerinde (TECU) ölçülür, burada 1 TECU = . Eğimli TEC, dikey TEC (vTEC) elde etmek için bu çalışmada bir eğiklik faktörü (Klobuchar, 1987) ile düzeltilen yükseklik açısının bir fonksiyonudur. Manyetosferden enerjik parçacıkların çökeltilmesinin neden olduğu bağıl yoğunluk bozulmasının bir ölçüsü olarak sistem yanlılıklarını (Rideout & Coster, 2006) göz ardı ederek bağıl vTEC'yi kullanırız. Ek olarak, TEC'nin zamansal değişkenliğinin bir ölçüsü olarak vTEC'nin birinci derece farkını, ΔTEC (TECU/s) kullanırız.
Faz sintilasyon aktivitesi genellikle faz sintilasyon indeksi cinsinden ifade edilir. σΦ. Van Dierendonck (1999), 15 Hz'lik bir minimum alıcı faz kilitli döngü bant genişliği önerdi ve bir faz sintilasyon alıcı monitörü için 50 Hz'lik bir çıkış örnek oranı önerdi. Bu çalışmada kullanılan alıcılar ikinci kriteri karşılamamaktadır ve bu nedenle, bunun yerine faz sintilasyonunu temsil etmek için L1 kanalında trendi bozulmuş taşıyıcı fazı kullanıyoruz. Faz sintilasyon verileri, Forte ve Radicella (2002) ve Strangeways (2009) tarafından belirtildiği gibi, trendden çıkma sürecine duyarlıdır. 0,1 Hz'lik bir kesme frekansı ile standart polinom eğilim giderme ve yüksek geçişli filtreleme kullanıyoruz. Sunulan olay sırasında herhangi bir genlik sintilasyonu not edilmediğinden, sonuçlarımızda amplitüd sintilasyonu sunulmamıştır.
GNSS ve optik gözlemlenebilirlere ek olarak, eş hizalı PFISR gözlemleriyle bir LOS karşılaştırması sunuyoruz. Sunulan olay için tüm uzaktan algılama düğümlerinin uygun bir geometrisi vardı. Özellikle, PFISR, Themis36 modunu 23 ışınlı bir modelle çalıştırıyordu. Işınlarının altısı, Şekil 1'de gösterildiği gibi PRN23 LOS'a yönlendirildi. İki seviye ISR ölçümü kullanıyoruz. İlk olarak, 330 μs darbe genişliği ve 5 ms arası darbe periyodu ile 64 uzun darbe üzerinden ortalaması alınan alınan güç bilgilerini kullanırız ve bu da ∼3 Hz'lik bir zaman çözünürlüğü ile sonuçlanır. İkinci olarak, türetilmiş vektör parametreleri kullanıyoruz, E bölge elektrik alanı ve F bölge uzun darbe modundan türetilen sürüklenme (Heinselman & Nicolls, 2008).
İyonosferik vTEC'in küresel haritaları, yaygın olarak, her biri aynı anda birden fazla uyduyu görüntüleyen yüzlerce alıcıdan alınan LOS TEC verileri kullanılarak üretilir (Rideout & Coster, 2006 Vierinen ve diğerleri, 2016). Bu geleneksel yaklaşımın aksine, çalışmamız tek tip bir sondalama açısı ile son derece yüksek uzaysal-zamansal çözünürlük talep etmektedir. Bu nedenle, tek bir uydu ile birden fazla alıcı arasında kaydedilen verileri kullanıyoruz. Bu yaklaşım daha önce Japon GEONET projesinde (Tsugawa ve diğerleri, 2011) 2011'deki 9 büyüklüğündeki Tōhoku depreminin merkez üssünden eşmerkezli olarak yayılan uyumlu seyahat eden iyonosferik rahatsızlıkları keşfetmek için kullanılmıştır.
Mahali GPS dizisi, PFRR civarında konuşlandırılmış dokuz Trimble NetR9 GNSS alıcısından oluşuyordu. Şekil 1, Mahali dizisinin ve ilgili sensörlerin konumlarını göstermektedir. NetR9 alıcıları, L1, L2 ve L5 (1176 MHz) bantlarında aynı anda PRN fazı, taşıyıcı faz ve sinyal-gürültü (SNR) izleme yeteneğine sahip çok frekanslı GPS alıcılarıdır. Alıcı çıkış veri hızı, standart alıcıdan bağımsız değişim formatı kullanılarak depolanan 1 Hz'dir. Gözlemsel amaç sadece faz sintilasyonuna odaklandığından ve uydu aracı 23 L5 bandında çalışmadığından, bu çalışmanın amaçları doğrultusunda L1 ve L2 taşıyıcı faz verileri kullanılmıştır.
GPS alıcıları ve ISR ile birlikte, çalışmayı tamamlamak için optik emisyonlar ve manyetik alan ölçümleri kullanıyoruz. Özellikle, GPS faz sintilasyonunu yağış desenleriyle uzamsal olarak ilişkilendirmek için yeşil hat (558 nm) emisyonlarını kullanıyoruz. Kırmızı çizgi (630 nm) ve mavi çizgi (428 nm) emisyonları, akı tüpü boyunca çöken elektronların karakteristik enerjisini çıkarmak ve katkıda bulunan plazma düzensizliklerinin yüksekliğini tahmin etmek için kullanılır. ASI, Mahali alıcı #8 (MAH8), PFISR ve PFRR'de bir manyetometre ile birlikte bulunur. ASI, görüntüleri dalga boyu başına 12,5 s'lik bir kadansta, farklı dalga boyları arasında 14 s'lik karşılıklı bir gecikmeyle kaydeder. ASI, veri ve kalibrasyon dosyaları sağlayan Alaska Üniversitesi tarafından işletilmektedir. Ayrıca, bozulmuş kuzeye doğru manyetik alan bileşenini de kullanırız. Bx bizim çalışmamızda, Alaska Uydu Tesisi tarafından işletilen, birlikte konumlandırılmış üç eksenli bir fluxgate manyetometresi ile izlendi.
Gezegenler arası parıldama tam olarak nedir? Gezegenler arası Parıldama Dizisi neyi arıyordu? Herhangi birini başarıyla gözlemledi mi? - Astronomi
tarafından Luisa Bonolis
Anthony Hewish
1974 Nobel Fizik Ödülü, Martin Ryle ile birlikte "radyo astrofiziğindeki öncü araştırmaları için: Ryle, gözlemleri ve buluşları, özellikle açıklık sentezi tekniği ve Hewish, pulsarların keşfindeki belirleyici rolü için".
Parılda, parılda küçük yıldız: radyo astronomu olmak
Anthony Hewish, 1924'te Fowey, Cornwall'da doğdu. Taunton'daki King's College'a gittikten sonra, 1942'de Cambridge Üniversitesi'ne girdi, ancak ertesi yıl savaş zamanı çalışması için üniversiteden ayrıldı. İlk önce radyo alıcıları üzerinde çalıştı, ancak birkaç ay sonra havadaki radar cihazlarının geliştirilmesi için çok gizli merkez olan Malvern'deki Telekomünikasyon Araştırma Kuruluşu'na (TRE) transfer edildi. Malvern ekibinin lideri, o sırada havadaki radar ekipmanı için anten tasarımı üzerinde çalışan Oxford bilim adamı Martin Ryle'dı. Hewish'in asıl işi, bu ekipmanın ilk kurulduğu Bombardıman Komutanlığı hava sahasını ziyaret etmek ve RAF teknisyenlerine onu nasıl kullanacaklarını öğretmekti. Öğretmenlik deneyimini tatmin edici buldu ve üç yıllık savaş hizmeti sırasında gerçek bir fizik anlayışı geliştirmeye başladı.
Savaştan sonra, Hewish Cambridge'e döndü ve 1948'de mezun olduktan sonra Cavendish Laboratuvarı'nda araştırma öğrenciliği teklif edildi. Radyo astronomisinin, fizikçilerin ve elektrik mühendislerinin uzman bir arayışından çağdaş astronominin önemli bir alanına dönüşmeye başladığı heyecan verici bir dönemdi. İkinci Dünya Savaşı'ndan sonra, bir dizi üniversite grubu, 1932'de Karl Jansky tarafından keşfedilen kozmik radyo emisyonunun doğasını araştırmaya başladı. Radyo parazitlerini araştırırken, Samanyolu Gökadası'nın merkezinden gelen kozmik radyo gürültüsünü tespit etti. bu, okyanus ötesi telefon hizmetine müdahale etti. Amerikalı amatör radyo operatörü Grote Reber daha sonra ilk radyo teleskopunu yaptı ve radyo radyasyonunun Samanyolu'nun tüm düzleminden ve Güneş'ten geldiğini keşfetti. Gökbilimciler ilk kez elektromanyetik spektrumun görünür ışığın dışındaki yeni bir bölgesindeki nesneleri gözlemleyebildiler. Savaş sonrası araştırma faaliyetlerine katılan başlıca radyo grupları Cambridge, Manchester ve Sidney'dekilerdi. Cambridge çabaları, dört radyo “yıldızını” yeni keşfeden Martin Ryle tarafından yönetildi. Bunlar, görünür yıldızlarla belirgin bir bağlantısı olmayan gizemli nesnelerdi. Cavendish Laboratuvarı'nda radyofizik bölümü başkanı olan Jack Ratcliffe, Hewish'in son lisans yılında elektromanyetik teori üzerine mükemmel bir ders vermiş ve faaliyetlerini TRE'de yönetmişti. Ratcliffe ona Ryle'ın garip radyo yıldızları üzerinde çalışacak yeni bir araştırma öğrencisi aradığını söyledi. Hewish gereken teknolojiye zaten aşinaydı ve Ryle'ın bilimsel dehasına ve sürüşüne büyük saygı duyuyordu. Böylece Cambridge'deki görkemli Cavendish Laboratuvarı'nda Ryle'ın radyo astronomi araştırma grubuna katıldı.
Hewish'in yeni bir öğrenci olarak ilk görevi, büyük bir pirinç boru yığınını parçalara ayırmak ve ardından bir dipol dizisi oluşturmak için bunları bakır tellere lehimlemekti. Ryle'ın uzmanlığı, önemli bir mesafeyle ayrılmış ve bir interferometre oluşturmak üzere birbirine bağlanmış bu tür iki dizinin kullanılmasıydı. İlk yüksek çözünürlüklü radyo astronomi gözlemlerini gerçekleştirmek için o sırada radyo interferometrisi kullanıldı. Bu teknikte, her bir antenden gelen veriler birleştirilir (veya "girişim yapılır") ve aynı alıcıya birleştirilir. Çakışan sinyaller, optik interferometrede saçakların üretilmesine benzer bir şekilde birbirini iptal ederken, çakışan sinyaller birbirini güçlendirir. Radyo interferometrenin çalışma prensibi optik interferometre ile aynıdır, ancak radyo dalgaları ışık dalgalarından çok daha uzun olduğu için aletin ölçeği genellikle buna bağlı olarak daha büyüktür. Etki, bireysel toplama alt bileşenlerini kapsayan tek bir büyük aletin toplama gücünü elde etmektir. Bugün, teknik, New Mexico'nun merkezindeki San Augustin Ovalarında bulunan Çok Büyük Dizi gibi, her biri 25 metre çapında 27 parabolik antenden oluşan ve toplam toplama alanı tek bir toplama alanına eşdeğer olan güçlü radyo interferometrelerine dönüşmüştür. 130 metrelik anten.
Hewish, bu öncü çabalara katıldığı ve uzun yıllar boyunca Ryle's grubunun önemli bir özelliği haline gelen takım ruhunu paylaştığı için şanslıydı. Ryle'ın bir önerisini takiben, 1942'de radarları tıkayan büyük güneş lekeleri olduğunda yayılan yoğun güneş radyasyonu patlamalarının polarizasyonunu ölçmek için basit bir anten kurarak işe başladı. Ancak kısa süre sonra güneş ışığını beklemekten sıkıldı. aktivite meydana gelir ve çok daha heyecan verici bir problemle ilgilenir. İlk birkaç radyo yıldızının yoğunluklarının değiştiği gözlemlenmişti - bazen saniyeler ile dakikalar arasında değişen bir zaman ölçeğinde parıldadılar, sıradan yıldızlar gibi parıldıyorlardı. Bu, kaynaklardaki fiziksel değişikliklerden kaynaklanan içsel bir etki miydi yoksa atmosfer yoluyla yayılmadan mı kaynaklanıyordu?
Ryle, Hewish'ten bunu ilk araştırma problemi olarak incelemesini istedi ve parıldamanın sadece gece yarısı civarında birkaç saatte telaffuz edildiğini buldu. Daha önce fark edilmeyen bu fenomeni takip eden Hewish, daha sonra, parıldamanın meydana gelmesinin, iyonosferin yukarısındaki rahatsız koşullarla ilişkili olduğunu keşfetti - radyo dalgalarını yansıtan ve uzun mesafeler için önemli olan üst atmosferin iyonize bölgesi. iletişim. Ryle, parıldamanın radyo yıldızlarıyla bağlantısının olmadığını fark ettiğinde, artık pek ilgilenmedi ve Hewish, Ratcliffe'in ekibi tarafından yapılan işle daha yakından ilişkili olan kendi araştırma alanını geliştirme şansını gördü. İyonosfer üzerine yaptığı araştırmalar nedeniyle 1947'de Nobel Ödülü'ne layık görülen Edward Appleton, Cavendish'te radyofiziğin öncülüğünü yapmıştı ve Ratcliffe bu çalışmayı sürdürüyordu. Hewish'in ilgisini çeken şey, radyo yıldızlarından gelen radyo dalgalarının iyonosferin tüm kalınlığını kat etmesi gerektiği ve bu nedenle zeminden iletilen ve iyonosferin altından yansıyan dalgaları içeren standart yöntemler kullanılarak elde edilemeyen bilgiler verebilmesiydi. Üstelik vericiler doğası gereği ücretsiz olarak sağlanıyordu. Ama önce gerekli teoriyi geliştirmesi gerekiyordu. Ratcliffe'in Fourier analizi üzerine verdiği muhteşem derslerden esinlenerek, birden aklına, iyi bilinen bir teorem ile iyonosferden geçen radyo dalgalarıyla ilgili sorunu arasında tam bir benzerlik olduğu geldi. Daha sonra parıldama gözlemlerinin iyonosferdeki türbülanslı bulutların boyutu ve yüksekliği ile Fourier yöntemlerini kullanarak nicel bir şekilde nasıl ilişkilendirilebileceğini fark etti. Faz modülasyonlu ekranlarla kırınım teorisini geliştirdi ve radyo interferometreleri kurdu. Yaklaşık 1 km ile ayrılmış bir çift basit radyo teleskopu kullanarak ve her bölgedeki yoğunluk değişimlerini zamanlayarak, iyonosferdeki plazma bulutlarının yükseklik ve fiziksel ölçeğinin öncü ölçümlerini yapabildi ve ayrıca bu alandaki rüzgar hızlarını tahmin edebildi. bölge. Hewish bunun ne kadar heyecan verici olduğunu hatırladı: "Mehtaplı bir gece eve bisikletle gitmek ve üç yüz kilometre yükseklikte rüzgarın nasıl estiğini tüm dünyada bilen tek kişi olduğumu anlamanın heyecanını yaşamak."
Ratcliffe, Hewish'in teorisinden çok etkilendi ve onu Londra Kraliyet Cemiyeti Bildiriler Kitabı'nda yayınlanan iki makale yazmaya teşvik etti. Böylece bu araştırma doktora tezinin ana konusu haline geldi ve daha fazla yayınla sonuçlandı.
Doktorasını kazandıktan sonra 1952'de üst atmosferle ilgili radyo çalışmaları için iyonosfer araştırmaları büyük bir ilgi alanı olarak devam edebilirdi, ancak Hewish başka bir gelişme tarafından yönlendirildi. 1950'lerin başlarında, sözde radyo yıldızlarının çoğunun aslında yeni bir tür galaksi olduğu, nadir, güçlü ve çok uzak mesafelerde olduğu keşfedilmişti. Diğerleri
arkasında radyo yayan sıcak gaz bulutları bırakan süpernova adı verilen patlayan yıldızların kalıntıları. O zamanlar Ryle, daha güçlü radyo teleskopları yapmanın yollarını arıyordu. Daha zayıf kaynakların konumlarının doğruluğunu artırmak ve böylece daha fazla sayıda tanımlamanın yapılmasını sağlamak ve ayrıca çok daha fazla sayıda kaynağın gözlemlenmesini mümkün kılmak için tasarlanmış yeni bir tür radyo teleskop inşa edildi. önceki anketlerde Bir dikdörtgenin köşelerine yerleştirilmiş dört antenden yararlanılan alet ve bunun sonucunda kuzey-güney ve doğu-batı düzlemlerinde oluşan girişim desenleri, radyo yıldızlarının koordinatlarının büyük bir hassasiyetle belirlenmesini sağladı. Ek olarak, sistem, geniş açısal çaplı kaynakları tespit etmek ve genel arka plan radyasyonunu araştırmak için düzenlenebilir. İlk çok elemanlı astronomik radyo interferometresi, zayıf radyo kaynaklarının doğru konumu için kullanıldı. Ryle, gelişmiş ekipmanla, evrenin bilinen en uzak galaksilerini gözlemleyerek, radyo kaynak kataloglarının üretiminde Cambridge radyo astronomi grubuna rehberlik etti. Üçüncü Cambridge Kataloğu (1959), soluk yıldızlarla tanımlanan bazı kaynakları, özellikle de 3C 273'ü içeriyordu. 1963'te Amerikalı gökbilimci Maarten Schmidt optik bir teleskopla 3C 273'ü gözlemledi ve Samanyolu Gökadası'nda bir yıldız olmadığını, Dünya'dan yaklaşık iki milyar ışıkyılı uzaklıkta, herhangi bir gezegenden daha büyük bir hızla uzaklaşan çok uzak bir nesne olduğunu buldu. bilinen diğer gök cismi. 3C 273 gibi nesneler daha sonra yarı yıldız radyo kaynakları veya kuasarlar olarak adlandırıldı. Aktif galaktik çekirdekler adı verilen bir nesne sınıfının en enerjik ve uzak üyeleridir. Artık bir kuasarın, merkezi süper kütleli kara deliğini çevreleyen devasa bir galaksinin merkezindeki kompakt bir bölge olduğu konusunda bilimsel bir fikir birliği var. Bir kuasar tarafından yayılan enerjinin, bir kara deliğin etrafındaki toplanma diskine düşen kütleden kaynaklandığına inanılmaktadır.
Hewish, kendi araştırmasının yanı sıra, Ryle'ın ilk radyo teleskopları için çok sayıda anten tasarımı ve testi yaptı. 1950'lerin başında, gruplarındaki meslektaşları ve ayrıca Rus radyo gökbilimcileri, Yengeç Bulutsusu'ndan gelen radyo dalgalarının, bu kaynak Güneş'ten küçük bir açıyla yerleştirildiğinde, her Haziran ayında birkaç gün boyunca güneş koronasından etkilendiğini bulmuşlardı. Hewish, güneş koronasının, içinden geçen radyo dalgalarını iyonosfere benzer şekilde etkileyebileceğini fark etti. Güneş atmosferinin sorumlu olduğunu doğrulayan özel gözlemler yaptı ve teorisini güneşi çevreleyen bu sıcak gazdaki bulutları öğrenmek için uyguladı. Kaynağın bulanıklaştığını, böylece parıldamak yerine geniş bir diske kırıldığını, tıpkı banyo penceresinin çukurlu camından uzak bir sokak lambasının görülmesi gibi olduğunu buldu. O zamana kadar optik astronomlar koronayı yalnızca nadir görülen tam tutulmalar sırasında görebiliyordu ve güneşin atmosferi hakkında çok az şey biliniyordu, bu yüzden Hewish uzayın ne kadar uzağa yayıldığını görmenin heyecan verici olacağını düşündü. Böylece iyonosfer üzerinde çalışmayı bıraktı ve gözlemevinden on kilometreye kadar olan yerlerde kendi radyo antenlerini kurmaya başladı. Güneşten çok uzak mesafelerdeki küçük kırılmayı ölçmek için interferometreleri kullanmak zorunda olduğu ve gözlemevinin her iki anteni de içeremeyecek kadar küçük olduğu için bu çok önemliydi. Kendi küçük ekibini organize etmek ve bağımsız bir araştırma programı yürütmek inanılmaz derecede heyecan vericiydi. Sonunda, Hewish güneş atmosferini Dünya'ya olan uzaklığın yarısına kadar incelemeyi başardı.
1964'te, Ryle'ın grubu, bazı radyo galaksilerinin gündüzleri, iyonosfer ile ilgili olamayacak bir parıldama gösterdiğini fark ettiğinde, başka bir atılım geldi. Güneş atmosferinin bu pırıltıya neden olup olmadığını merak etti. Bu kaynaklardan birkaçı kuasarlarla çakıştı. Kuasarlar beklenmedik yoğunluk değişimleri göstermişlerdi ve Hewish, bu kaynakların gerçekten de güneş atmosferinin parıldamaya neden olması için yeterince küçük bir açısal boyuta sahip olabileceğini fark etti. Bunu özel gözlemlerle hemen kontrol ettiler ve güneş rüzgarının hızının güneş yakınında, uzaktayken aşağı yukarı aynı olması şartıyla, yoğunluk değişim oranının teorisine oldukça uygun olduğunu buldular. Uzak güneş rüzgarlarının hızı, 1950'lerin sonu ile 1960'ların başı arasında uzay araçları tarafından tespit edilmişti. Ancak uzay araçları, fırlatma sırasındaki enerji gereksinimlerinin belirlediği kısıtlamalar nedeniyle Dünya'nın yörünge düzlemindeki gözlemlerle sınırlıydı. Hewish daha önce iyonosfer için kullandığı teknikleri tekrarlayarak bu sınırlamanın üstesinden gelmeyi ve Güneş'in kutup bölgelerinden yayılan rüzgarı ölçmeyi başardı. Güneş rüzgarı çok hızlı olduğu için, birbirinden yüz kilometre uzaktaki yerlere radyo teleskopları kurmak ve daha büyük antenler kullanmak gerekiyordu.Görüş hattının güneş direğinin üzerinden geçmesi için uygun konumdaki radyo galaksilerini seçerek, bu bölgede gelişmiş bir rüzgar hızı buldular. NASA ve Avrupa Uzay Ajansı'nın ortak girişimi olan uzay sondası Ulysses'in Güneş'i yörüngeye oturtup tüm enlemlerde inceleyebilmesi ve bulgusunu doğrulayabilmesi için otuz yıl geçmesi gerekiyordu.
Hewish'in kullanmak istediği başka bir gezegenler arası parıldama uygulaması, kuasarların muazzam enerji kaynakları olduğu ortaya çıktığından, daha fazla kuasar bulmakta kullanılmasıydı. 1960'ların başında, radyo teleskopları, kuasarlar ve normal radyo gökadaları arasında ayrım yapmak için yeterince keskin görüntüler elde edemediler, oysa parıldama, küçük açısal boyutlarının doğrudan bir göstergesini verdi. Çok sayıda sönük radyo galaksisini tespit etmek için oldukça hassas bir radyo teleskopu gerekiyordu. Güneş rüzgarını incelemek için basit ama etkili antenler kurma konusundaki deneyimi, gerekli hassasiyeti üretmek için çok sayıda benzer yapının nasıl birleştirilebileceğini gösterdi. Böylece 1965'te Hewish, yüksek açısal çözünürlük sağlamak için gezegenler arası parıldama kullanarak 1000'den fazla radyo galaksisinin büyük ölçekli bir araştırmasını gerçekleştirmeyi amaçladığı bir radyo teleskopu için planlar yaptı. Gerekli hassasiyeti elde etmek için 18 000 metrekarelik bir alanı kaplamak gerekiyordu. Nihai tasarım, 16 sıra 128 elemanda düzenlenmiş 2048 dipol anten içeren bir diziydi. Her sıra 470 m uzunluğunda ve dizinin kuzey-güney uzantısı 45 m'dir. O yılın ilerleyen saatlerinde, dipolleri birbirine bağlayan kablo ağından sorumlu olan yeni bir yüksek lisans öğrencisi Jocelyn Bell katıldı. Tüm dizi 120 mil tel ve kablo ile bağlandı.
"Küçük Yeşil Adamlar". yoksa yeni bir tür astrofiziksel nesne mi?
4.5 dönümlük dizinin işletmeye alınması 1967 yazı boyunca devam etti. Hewish, Bell'in tüm parıldayan kaynakları not ederek her gün gökyüzünün her şeridi için gökyüzü çizelgeleri oluşturmasını önerdi. Parıldayan kaynaklar birbirini izleyen haftalarda aynı astronomik koordinatlarda mevcut olsaydı, muhtemelen gerçek kaynaklar olacaktı, oysa parıldama sadece diğer kaynaklarla etkileşimin sonucu olsaydı, aynı astronomik koordinatlarda tekrarlanmayacaklardı. Bu, teleskop tarafından çizelgelerin üretildiği yüksek hıza ayak uydurmak zorunda olduğu için Bell'in büyük bir ısrar, sabır ve ayrıntılara dikkat etmesini gerektiren çok zorlu bir görevdi. Radyo teleskopu Temmuz 1967'de tamamlandı ve test edildi ve hemen gökyüzünü incelemeye başladılar ve herhangi bir radyo galaksisi için Güneş'ten geniş bir açısal mesafede gezegenler arası parıldamanın gözlemlenebilmesi için tekrarlanan gözlemler yaptılar. Erişilebilir gökyüzünün tüm aralığını 1 haftalık aralıklarla araştırdılar. Araştırmanın sürekli bir değerlendirmesini sürdürmek için, her kayıt analiz edildiğinde parıldayan radyo kaynaklarının konumlarını bir gökyüzü haritasında çizmeyi ve gözlemler haftalık aralıklarla tekrarlandığında noktalar eklemeyi ayarladılar. Bu şekilde, gerçek kaynaklar elektriksel parazitlerden ayırt edilebilir, çünkü ikincisinin aynı göksel koordinatlarla tekrarlanması olası değildir. Bu, tüm radyo astronomisinin bir özelliğidir. Radyo teleskopları çok hassas aletlerdir ve kozmik sinyalleri boğmak için dünyanın yakınından çok az radyo paraziti alır.
Ağustos 1967'nin ortalarına doğru bir gün, Bell, zaman zaman, tam olarak parıldayan bir kaynağa benzemeyen ve yine de tam olarak insan yapımı müdahale gibi görünmeyen kayıtlarda biraz "sürtünme" olduğunu fark etti. Ayrıca, önceki kayıtları incelerken, bu pisliğin daha önce kayıtların aynı kısmında, aynı gökyüzü parçasından görüldüğünü fark etti. Kaynak, gezegenler arası parıltının minimumda olması gereken bir zaman olan gece boyunca geçiş yapıyordu.
Önce sinyallerin elektriksel parazit olabileceğini düşündüler. Ancak, Eylül ayının sonunda, rota inceleme kayıtları, kaynağın bazen gökyüzü haritasında aynı konumda göründüğünü, ancak bazen de bulunmadığını gösterdi. Daha detaylı inceleme, çok kararlı bir frekansta radyo dalgaları yaydığını ortaya çıkardı. Bir başka garip gerçek, çok güçlü bir şekilde parıldamasıydı. Her ne ise, daha yakından incelemeyi hak ettiğine ve bunun geçiş sırasında daha hızlı grafik kayıtları yapmayı gerektireceğine karar verdiler. Ekim ayının sonlarına doğru Bell, hızlı kayıtları yapmak için her gün gözlemevine gitmeye başladı. İşe yaramazlardı. Haftalarca alıcı gürültüsünden başka bir şey kaydetmedi. Görünüşe göre "kaynak" gitmişti. Sonra bir gün bir derse gitmek için gözlemleri atladı ve ertesi gün pisliğin orada olduğunu gördü. Bundan birkaç gün sonra, Kasım 1967'nin sonunda, hızlı kayıtlara aldı ve bu gelişmiş zaman çözünürlüğü ile darbeler ilk kez ayrı ayrı algılandı. Hemen sinyalin düzenli aralıklarla tekrarlanan kısa darbeler dizisi olduğunu gördü. Hewish'in ilk tepkisi, bunların insan yapımı olması gerektiğiydi. Nabızlar ertesi gün tekrar ortaya çıktı ve Hewish kaydı kontrol ederek bu sinyalin, her ne ise, yıldız zamanına tam olarak uyduğunu tespit etti. Ancak 1,33 saniye aralıklarla tekrarlama periyoduna sahip bir dizi darbe, şüpheli bir şekilde insan yapımı görünüyordu. Ayrıca, bir yıldız kadar büyük bir şey için çok hızlı bir titreşim hızıydı. Yıldız zamanını koruduğu için dünyaya bağlı bir şey olamazdı. Hewish, herhangi bir doğal kaynağın bu şekilde ışıyacağına inanamadı ve diğer gözlemevlerindeki astronomik meslektaşlarına, 19 saat 19 m civarında sabit bir yıldız zamanında elektriksel girişim oluşturabilecek herhangi bir ekipmanın çalışıp çalışmadığını sormak için hemen danıştı. Ayrıca teleskoplarına aydan yansıyan radarları, tuhaf yörüngelerdeki uyduları ve teleskop alanının hemen güneyindeki büyük, oluklu metal bir yapının neden olduğu diğer anormal etkileri de dikkate aldılar ve ortadan kaldırdılar.
Neyin yanlış olduğunu bulmak için tam bir ay harcadılar, periyodunun 106'da 1 kısımdan daha iyi olduğu tespit edilen sinyal o kadar beklenmedikti ki. Sinyalin muhtemelen uzak bir uygarlıktan gelebileceğini tahmin ettiler ve ona takma ad verdiler. "Küçük Yeşil Adamlar". Ardından, gruplarındaki John Pilkington, kaynağın güneş sisteminin oldukça dışında, ancak galaksinin içinde olduğunu tahmin ettiği sinyalin bant genişliğini ölçtü, mesafe yaklaşık 100 ışıkyılı iken, Paul Scott ve öğrencisi RA Collins ile gözlemler yaptı. enstrümantal etkileri ortadan kaldıran kendi alıcıları olan ayrı bir teleskop. Darbeler için tatmin edici bir karasal açıklama bulamadıklarından, bunların yalnızca güneş sisteminin çok ötesindeki bir kaynak tarafından üretilebileceğine inanmaya başladılar, her darbenin kısa süresi, radyatörün küçük bir gezegenden daha büyük olamayacağını gösterdi. 1975 Nobel konferansında Hewish şöyle diyor: “Sinyallerin gerçekten de uzak bir yıldızın çevresinde dönen bir gezegende üretildiği ve yapay oldukları olasılığıyla yüzleşmek zorunda kaldık. Zamanlama ölçümlerinin birkaç hafta devam ederse, kaynağın herhangi bir yörünge hareketini bir Doppler kayması olarak ortaya çıkaracağını biliyordum ve bu sonuç kesin olarak öğrenilene kadar bir sessizlik perdesini korumaya mecbur hissettim. Şüphesiz, 1967 Aralık'ındaki o haftalar hayatımın en heyecan verici günleriydi."
Bell'in hatırladığı gibi: "Başka bir uygarlıktan sinyaller aldığımıza gerçekten inanmıyorduk, ama açıkçası bu fikir aklımızdan geçmişti ve bunun tamamen doğal bir radyo emisyonu olduğuna dair hiçbir kanıtımız yoktu." Çok endişeliydi: “. burada bir doktora almaya çalışıyordum. yeni bir teknikten çıktı ve bazı aptal küçük yeşil adamlar bizimle iletişim kurmak için antenimi ve frekansımı seçmek zorunda kaldılar.” Takip eden günlerde, Cassiopea A'dan gelen güçlü, yoğun şekilde modüle edilmiş bir sinyal arasında, gökyüzünün tamamen farklı bir bölümünün kaydını analiz ederken, bir pislik gördüğünü düşündü. Gökyüzünün o kısmının önceki kayıtlarını hızla kontrol etti ve bazı durumlarda orada pislik vardı. Kirliliğin sabahın erken saatlerinde geçeceğini bilerek, sabah erkenden laboratuvara gitti ve bu döküntünün de bu sefer 1.2 saniye arayla bir dizi darbe olduğunu gördü. Kayıtları Hewish'in masasına bıraktı ve Noel için çok daha mutlu bir şekilde gitti: "İki küçük yeşil adamın aynı gezegene sinyal göndermeyi denemek için aynı, olası olmayan frekansı ve aynı zamanı seçmesi pek olası değildi. Dünya." Noel boyunca, Hewish anketi devam ettirdi, harita kaydedicilere yeni kağıt koydu, mürekkep kuyularına mürekkebi koydu ve çizelgeleri analiz edilmeden Bell'in masasına yığdı. Tatilden sonra döndüğünde, hemen bazı grafik analizleri yapmak için yerleşti. Kısa bir süre sonra, haritanın tek parçasında, sağ yükselişte bir saat kadar arayla iki tane daha çizik gördü. Bir diğerinin onaylanmasından iki hafta kadar önceydi ve hemen ardından üçüncü ve dördüncüsü de onaylandı.
Şubat 1968'in başında, ilk pulsarı açıklayan “Hızla Titreşen Bir Radyo Kaynağının Gözlenmesi” makalesi sunuldu. Doğa. Hewish, Bell, Pilkington, Scott ve Collins tarafından imzalandı. O zamana kadar, parametreleri yalnızca kabaca bilinmesine rağmen, üç ek pulsarın var olduğundan emindiler. Ayrıca bir aşamada sinyallerin başka bir medeniyetten olabileceğini düşündüklerini de belirttiler. Darbelerin bir beyaz cüce yıldız veya daha büyük olasılıkla varsayımsal bir nötron yıldızı tarafından üretilebileceğini öne sürdüler. Nötron yıldızlarının varlığı ilk olarak Walter Baade ve Fritz Zwicky tarafından 1934'te, esas olarak nötronlardan oluşan küçük, yoğun bir yıldızın bir süpernova patlamasından kaynaklanacağını savundukları zaman önerildi. 1930'ların sonlarında, Robert Oppenheimer ve işbirlikçileri, büyük bir yıldız öldüğünde, inanılmaz derecede yoğun, dönen bir gövdeye, bir nötron yıldızına çökeceğini tahmin ettiler. 1967'de, pulsarların keşfinden kısa bir süre önce Franco Pacini, manyetik alana sahip dönen bir nötron yıldızının radyasyon yayacağını öne sürdü. İlk pulsarın keşfinden sonra, Thomas Gold bağımsız olarak Pacini'ninkine benzer dönen bir nötron yıldızı modeli önerdi ve açıkça bir atarcaya dönen bir ışın yayan bir plazma bulutu ile çevrili çok güçlü bir manyetik alanın eşlik ettiğini savundu. Bu model, Bell ve Hewish tarafından gözlemlenen darbeli radyasyonu açıklayabilir. Stephen Hawking haberlerini duyduğunda çok sevindi ve Hewish'i arayıp, eğer nötron yıldızları varsa, karadeliklerin de meydana geleceğinin neredeyse kesin olduğunu söyledi. 1054 yılında gözlemlenen, daha önce orijinal patlamanın kalıntısı olarak tanımlanan yıldızdan gelen darbeli ışığın tespiti, nötron yıldızı hipotezi için daha da etkileyici bir destek sağladı. Bu, yıldız evrimi teorilerine göre, tam olarak genç bir nötron yıldızının yaratılması gereken yerdi.
1968'e gelindiğinde çoğu görüş, pulsarlar için en iyi çözüm olarak nötron yıldızlarına yerleşti. Bir süpernovadan sonra büyük kütleli yıldızların çökmüş kalıntılarından oluşan bu aşırı yoğun yıldızlar, yıldızın dönme ekseni ile hizalanmayan güçlü manyetik alanlara sahiptir. Saniyede yaklaşık 1000 defaya kadar çok hızlı dönerler. Güçlü alan ve hızlı dönüş, yıldız dönerken etrafa yayılan bir radyasyon ışını üretir. Neredeyse ışık hızında hareket eden parçacık jetleri, manyetik kutuplarının üzerinden dışarı akıyor. Bu jetler çok güçlü ışık huzmeleri üretir ve radyo emisyonları dar bir koni boyunca yoğunlaşır. Dünya'da "gerçek kuzey" ve "manyetik kuzey"in farklı olmasına benzer bir nedenle, bir pulsarın manyetik ve dönme eksenleri de yanlış hizalanmıştır. Bu nedenle, pulsar dönerken jetlerden gelen ışık huzmeleri etrafa yayılır ve Dünya üzerinde bunu, dönen bir deniz feneri lambasından gelen işaret gibi bir dizi darbe olarak görürüz. Pulsarlar belirli bir açısal momentumla oluşur. Yerçekimi onları küçülttüğünden (ve dolayısıyla daha küçük bir yarıçapa sahip olduklarından), açısal momentumu korumak için daha hızlı dönmeleri gerekir.
1968'de Bell doktora derecesini aldı - pulsarlar tezinin ekinde yer aldı. Bu keşfin astronomideki en büyük olaylardan biri olması gerektiği çok geçmeden anlaşıldı. Eşsiz özellikleri, onları çok çeşitli fiziksel çalışmalar için neredeyse ideal sondalar haline getirerek, kuantum-dejenere akışkanlar, göreli yerçekimi ve yıldızlararası manyetik alanlar gibi çeşitli alanlarda yeni ufuklar açtı. Pulsarların olağanüstü gözlemsel özelliği, darbeli emisyon ve kesin periyodikliğidir. Bu büyük kararlılık, pulsarların fiziksel fenomen çalışmalarına yönelik birçok uygulamasının temelini oluşturur. Nötron yıldızları, maddeyi nükleer yoğunlukta toplu olarak temsil eder ve fizikçiler ve astrofizikçiler için birçok zorluk sunar.
1974'te Antony Hewish ve Martin Ryle, İsveç Kraliyet Bilimler Akademisi'nin Hewish'in “pulsarların keşfinde belirleyici bir rol” oynadığını belirtmesiyle, fizikte Nobel Ödülü'ne layık görülen ilk gökbilimciler oldular. O zamana kadar, göklerde 130'dan fazla pulsar haritalandı, nötron yıldızı “deniz feneri” modelinin doğru olduğuna dair çok büyük kanıtlar vardı. Başka hiçbir yıldız parçalanmadan yeterince hızlı dönemez. Bununla birlikte, Hewish'in ödüle layık görülmesi gerçeğiyle ilgili önemli tartışmalar, doktora öğrencisiyken ilk keşifte çok önemli bir rol oynayan Bell'in verilmediği gerçeğiyle ilişkilendirildi. Bell, Nobel komitesinin kararını destekleyerek bu konuda hiçbir acı iddiasında bulunmadı.
Aynı yıl, Joseph Taylor, Jr. ve Russell Hulse, Arecibo Gözlemevi'ni kullanarak ikili sistemde ilk kez bir pulsar, PSR B1913+16 keşfettiler. Bu pulsar, sadece sekiz saatlik bir yörünge periyoduyla başka bir nötron yıldızının yörüngesinde dönüyor. Einstein'ın genel görelilik teorisi, bu sistemin, yörünge enerjisini kaybederken yörüngenin sürekli olarak büzülmesine neden olan güçlü yerçekimi radyasyonu yayması gerektiğini tahmin ediyor. Pulsarın gözlemleri kısa süre sonra bu öngörüyü doğruladı ve yerçekimi dalgalarının varlığına dair ilk kanıtları sağladı. 1993 yılında, bu pulsarın keşfi için Taylor ve Hulse'ye Nobel Fizik Ödülü verildi.
PSR 1913+16'da nötron yıldız çiftlerinden yalnızca biri pulsar olarak gözlenir, ancak ikili sistemde PSR J0737-3039'da her iki nötron yıldızı da pulsar olarak gözlenir. 2003 yılında radyo astronomu Marta Burgay liderliğindeki uluslararası bir ekip tarafından Avustralya'nın Parkes Gözlemevi'nde keşfedilen bu dikkat çekici sistem, ikili yörüngelerinin parametrelerini çok hassas bir şekilde belirlemeyi mümkün kılıyor. Sistemin momentum merkezi etrafındaki ikili periyot sadece 2.4 saattir, böyle bir nesne için bilinen en kısa süre (Taylor-Hulse nesnesinin üçte biri). Genel göreliliğin etkileri, PSR 1913+16'dakinden bile daha güçlüdür, dolayısıyla bu ikili nötron yıldızı sistemi, en katı genel görelilik testlerinden bazılarını sağlayabilir. Avustralya, Almanya, İngiltere ve Amerika Birleşik Devletleri'nden yapılan radyo gözlemleri, yerçekimi dalgaları nedeniyle enerji kaybının bir sonucu olarak, Einstein'ın teorisinin öngördüğü gibi, yörüngenin günde 7 milimetre küçüldüğünü göstermektedir. İki bileşen yaklaşık 85 milyon yıl içinde birleşecek.
bibliyografya
Bell Burnell J. Küçük Yeşil Adamlar, Beyaz Cüceler mi, Pulsarlar mı? Kozmik Arama 1 (1), http://www.bigear.org/vol1no1/burnell.htm
1974 Nobel Fizik Ödülü Sahibi Antony Hewish ile Röportaj, Kourosh Ziabari. 17 Ekim 2012, http://www.countercurrents.org/ziabari171012.htm
Hewish A. (2001) Discovery'ye Giriş. Kenyon İnceleme 23 (2): 147-157
Longair M. (2011) Pulsarların Keşfi ve Sonrası. Amerikan Felsefe Derneği Bildirileri 155: 147-157